Sterrenkundigen drukken de roodverschuiving uit in het getal z = (λwaargenomen − λuitgezonden) / λuitgezonden. Omdat elk element een eigen patroon van spectraallijnen heeft (zie spectrum), herken je dat patroon ook als het verschoven is. Bij kleine z geldt voor de snelheid van de bron v ≈ c·z; dit is het dopplereffect voor licht. Beweegt een bron naar ons toe, dan spreek je van blauwverschuiving; het Andromedastelsel nadert ons bijvoorbeeld met zo’n 300 km/s.
Vesto Slipher mat vanaf 1912 dat de meeste sterrenstelsels roodverschoven zijn. Georges Lemaître (1927) en Edwin Hubble (1929) lieten zien dat de snelheid evenredig is met de afstand: v = H₀ · d, met H₀ ≈ 70 km/s per megaparsec. Dat is het belangrijkste bewijs voor de uitdijing van het heelal en daarmee voor de oerknal. Strikt genomen ontstaat de kosmologische roodverschuiving doordat de ruimte uitrekt terwijl het licht onderweg is; daarnaast bestaat er gravitationele roodverschuiving, als licht uit een sterk zwaartekrachtveld ontsnapt.
Rekenvoorbeeld: de waterstoflijn Hα (656,3 nm) wordt in een sterrenstelsel gemeten op 662,9 nm. Dan is z = 6,6 / 656,3 ≈ 0,010, dus v ≈ 0,010 × 3,00 × 10⁵ km/s ≈ 3 000 km/s. Met de wet van Hubble volgt d ≈ 3 000 / 70 ≈ 43 Mpc, ongeveer 140 miljoen lichtjaar. De verste bekende sterrenstelsels hebben z ≈ 14; de kosmische achtergrondstraling heeft z ≈ 1 100.
In welke discipline?
Sterrenkunde (kosmologie, sterrenstelsels) en natuurkunde (golven en relativiteit).