指當光穿過壹段空間時，空間自身發生的延展。在目前研究的各種天體中，被認為具有宇宙學紅移的對象主要是遠近各類星系。但事實上，只有對於相當遙遠的星系（因而也是相當大型的），才能容易地將宇宙學紅移與其它幹擾相區分。因為離我們越近的天體自行越大，造成近距離星系的宇宙學紅移無法與Doppler紅移相區。要辨識引力紅移，目前用得最多的方法是將對象天體的尺度與其黑洞半徑作比較。星雲、星系通常萬億倍大於它們的黑洞半徑，所以，它們引力紅移的大小約為原輻射頻率的萬億分之壹（這是目前實驗裝置根本觀測不到的）。普通恒星的半徑通常只比它的黑洞半徑大十萬倍，所以，它表面輻射的引力紅移接近於能被觀測到的極限，也即十萬分之壹。至於中子星和白矮星，相應的是1/10和1/1000的原輻射頻率。至於宇宙學紅移，正如上所說，只有到十億秒差距（三十億光年）那麽遙遠才能清晰地被觀察到。對於近距離天體，例如仙女座大星雲，它圍繞著本星系群的質心做300km/sec的繞行，這個速度與距離五百萬秒差距的退行速度相同，而仙女座大星雲本身離我們只有80萬秒差距。
哈勃定律：速度和距離均是間接觀測得到的量。速度——距離關系和速度——視星等關系，是建立在觀測紅移——視星等關系及壹些理論假設前提上的。哈勃定律原來由對正常星系觀測而得，現已應用到類星體或其他特殊星系上。哈勃定律通常被用來推算遙遠星系的距離。