Licht von sich bewegenden Objekten scheint abweichende Wellenlängen
zu haben abhängig von der relativen Bewegung zwischen Quelle und Beobachter.
Beobachter, die ein sich entfernendes Objekt betrachten, sehen Licht mit einer größeren Wellenlänge, als es bei der Emission hatte (Rotverschiebung), während Beobachter, die ein sich näherndes Objekt betrachten, Licht mit kürzerer Wellenlänge sehen (Blauverschiebung).
Das folgende schematische Diagramm zeigt unten links einen galaktischen
Stern und sein Spektrum unten rechts. Das Spektrum enthält die dunklen
von Fraunhofer zuerst beobachteten Absorptionslinien. Diese Linien werden
zum einen zur Identifikation von chemischen Elementen in entfernten Sternen
verwendet, zum anderen geben sie Aufschluß über die Radialgeschwindigkeit
(Geschwindigkeit in Richtung des Beobachters). Die andern drei Spektren
und Bilder zeigen von unten nach oben eine nahe Galaxie, eine mittelentfernte
Galaxie und eine entfernte Galaxie. Die Bilder links sind natürlich
Negative, sodaß die hellsten Teile der Galaxien schwarz sind. Man
beachte, wie die Muster der Absorptionslinien zum Roten hin wandern, wenn
die Galaxien schwächer werden. Die Zahlen oberhalb und unterhalb der
Spektren sind die gemessenen Wellenlängen in Nanometern. 
Indem man die Rotverschiebung mißt ermittelt man, daß die helle Galaxis sich mit 3000 km/s entfernt, was 1% der Lichtgeschwindigkeit bedeutet, denn ihre Linien sind in der Wellenlänge um 1% zum Roten hin verschoben. Die Rotverschiebung z ist definiert durch:
1 + z = lambda(beobachtet)/lambda(ausgesandt)
sodaß für die helle Galaxis z = 0.01 gilt. Die Radialgeschwindigkeit wird üblicherweise durch v(rad) = cz angenähert, wobei c die Lichtgeschwindigkeit ist. Die mittelhelle Galaxis entfernt sich mit 15000 km/s bei z = 0.05 und die schwächste und entfernteste Galaxis entfernt sich mit 75000 km/s bei z = 0.25.
Übersetzung A.V. Aug. 1998 ohne Gewähr