紅移現象，最初是針對機械波而言的，即一個相對於觀察者運動著的物體離得越遠發出的聲音越渾厚（波長比較長），相反離得越近發出的聲音越尖細（波長比較短）。

後來，美國天文學家哈勃把一個天體的光譜向長波（紅）端的位移叫做多普勒紅移。通常認為它是多普勒效應所致，即當一個波源（光波或射電波）和一個觀測者互相快速運動時所造成的波長變化。美國天文學家哈勃於1929年確認，遙遠的星系均遠離我們地球所在的銀河系而去，同時，它們的紅移隨著它們的距離增大而成正比地增加。這一普遍規律稱為哈勃定律，它成為星系退行速度及其和地球的距離之間的相關的基礎。這就是說，一個天體發射的光所顯示的紅移越大，該天體的距離越遠，它的退行速度也越大。

紅移有3種：多普勒紅移（由於輻射源在固定的空間中遠離我們所造成的）、引力紅移（由於光子擺脫引力場向外輻射所造成的）和宇宙學紅移（由於宇宙空間自身的膨脹所造成的）。

通常引力紅移都比較小，只有在中子星或者黑洞周圍這一效應才會比較大。對於遙遠的星系來說，宇宙學紅移是很容易區別的，但是在星系隨著空間膨脹遠離我們的時候，由於其自身的運動，在宇宙學紅移中也會摻雜進多普勒紅移。一般說來，為了從其他紅移中區別引力紅移，你可以將這個天體的大小與這個天體質量相同的黑洞的大小進行比較。類似星雲和星系這樣的天體，它們的半徑是相同質量黑洞半徑的千億倍，因此其紅移的量級也大約是靜止頻率的千億分之一。對於普通的恆星而言，它們的半徑是同質量黑洞半徑的十萬倍左右，這已經接近目前光譜觀測解析度的極限了。中子星和白矮星的半徑大約是同質量黑洞半徑的10和3000倍，其引力紅移的量級可以達到靜止波長的1/10和1/1000。宇宙學紅移在100個百萬秒差距的尺度上是非常明顯的。但是對於比較近的星系，由於星系本身在星系團中的運動所造成的多普勒紅移和宇宙學紅移的量級差不多，你必須仔細的區別開這兩者。通常星系在星系團中的速度為3000km/s，這大約與在50個百萬秒差距處的星系的退行速度相當。