Когда свет от Солнца или других звезд разлагается в спектр, в нем отсутствуют световые волны некоторой длины. Они поглощены по пути относительно холодными газами в верхней атмосфере Солнца (или других звезд). Эти отсутствующие длины волн проявляются как темные линии, пересекающие цветные диапазоны спектра.
Различные атомы в атмосфере звезды поглощают соответствующие только для них длины волн. Местонахождение характерных для каждого вида атомов длин волн в спектре можно точно определить в лаборатории, и по темным линиям в спектре любой звезды можно получить информацию о ее химическом составе.
Еще в 1842 году австрийский физик Христиан Йоган Допплер (1803–1853) доказал, что, когда тело издает звук определенной длины волны, эта волна удлиняется, если тело движется от нас, и укорачивается, если тело движется к нам. В 1848 году французский физик Арманд И. Л. Физо (1819–1896) применил этот принцип к свету.
В соответствии с эффектом Допплера-Физо длина световых волн, испускаемых звездой, которая удаляется от нас, больше, чем если бы звезда была неподвижным объектом. Это касается и темных линий, которые сдвигаются по направлению к красному концу спектра («красное смещение») относительно того, где они обычно должны находиться. В случае движения звезды в нашу сторону, темные линии сдвигаются к фиолетовому концу спектра.
Определяя положение темных линий спектра той или иной звезды, можно установить не только факт движения звезды к нам или от нас, но и с какой скоростью звезда движется, потому что чем быстрее звезда Удаляется или приближается, тем больше смещение темных линий. Эта идея впервые была использована в 1868 году английским астрономом Уильямом Хаггинсом (1824–1910), который обнаружил красное смещение в спектре звезды Сириус и определил, что она удаляется от нас с умеренной скоростью. По мере того как все больше и больше звезд испытывалось подобным образом, выяснилось, что некоторые приближаются к нам, некоторые удаляются, чего и следовало ожидать, если Галактика в целом не приближается к нам и не удаляется.
В 1912 году американский астроном Весто Мелвин Слифер (1875–1969) начал осуществлять проект по определению смещения темных линий различных галактик (даже еще до того, как было точно установлено, что маленькие светящиеся облака являются галактиками).
Можно было предположить, что галактики, как и звезды, тоже с какой-то скоростью удаляются и с какой-то скоростью приближаются; и, конечно, это оказалось верно для галактик нашей локальной группы. К примеру, первой галактикой, изученной Слифером, была Галактика Андромеды, и было установлено, что она приближается к нашей Галактике со скоростью примерно 50 километров в секунду.
