Rzeczywiście, jeśli odległą gwiazdę potraktujemy jako ciało doskonale czarne, to nie bylibyśmy w stanie rozróżnić przesunięcia ku czerwieni wynikającego z oddalania się gwiazdy od takiego, które wynika z niższej temperatury. Na szczęście docierające do nas światło gwiazd zawiera w sobie wiele szczegółów, które pozwalają nam rozróżnić te dwie sytuacje.

Już w 1802 roku Willam Wollaston zaobserwował, że jeśli rozszczepimy światło słoneczne, to wśród znanego spektrum kolorów zobaczymy ciemne linie, jednak nie istniała wtedy jeszcze teoria pozwalająca wytłumaczyć ich pochodzenie. Dziś wiemy, że linie takie pojawiają się, gdy światło białe, zawierające wszystkie długości fali, przechodzi przez gaz. W przypadku Słońca wyemitowane fotony, nim do nas dotrą, muszą przedrzeć się przez koronę słoneczną, a ostatecznie również przez ziemską atmosferę. Zgodnie z prawami mechaniki kwantowej atomy mogą absorbować tylko takie fotony, które odpowiadają energii potrzebnej do przeniesienia elektronu z jednego poziomu energetycznego na drugi. Przekłada się to na pochłanianie wyłącznie światła o ściśle określonych długościach fali. Pozostałe fotony przechodzą niezaburzone, przez co w obserwowanym widmie pojawiają się wspomniane linie. Każdy pierwiastek, czy też cząsteczka, ma własny zestaw linii absorpcyjnych. Np. dla atomów wodoru w świetle widzialnym znamy cztery linie (są one częścią tzw. serii Balmera) o długościach fali równych 410, 434, 486 i 656 nm.

Widmo uzyskane na Ziemi i odebrane z odległej galaktyki (Georg Wiora, CC BY-SA 3.0)

Gdy galaktyka się oddala, jej widmo wraz ze wszystkimi zawartymi w nim liniami ulega przesunięciu ku czerwieni, czyli ku większym długościom fali zgodnie z efektem Dopplera
\[
\lambda_o=\Big(1+\frac{v}{c}\Big)\lambda_e,
\]
gdzie $\lambda_e$, $\lambda_o$ to długości fali odpowiednio emitowanego i obserwowanego światła, a $v$ to prędkość oddalania się galaktyki. Jeśli więc galaktyka oddala się z prędkością 5000 km/s, to wspomniane cztery linie absorpcyjne wodoru przesuną się na długości fali równe 417, 441, 494 i 657 nm. Mówiąc o przesunięciu ku czerwieni, to właśnie ten efekt mamy na myśli. Porównując położenie linii w widmie galaktyki z ich położeniem obserwowanym na Ziemi, możemy określić, jaka jest prędkość oddalania się galaktyki.

Na koniec, jako ćwiczenie, zastanówmy się przez chwilę, jakie wnioski wynikałyby z założenia, że przesunięcie ku czerwieni wynika z niższej temperatury. Musimy pamiętać, że patrząc na galaktykę odległą o 10 milionów lat świetlnych, obserwujemy światło wyemitowane 10 milionów lat temu. Im dalej od nas znajduje się obserwowany obiekt, tym bardziej zaglądamy w przeszłość. Ponieważ przesunięcie ku czerwieni rośnie wraz z odległością, wynikałoby z tego, że niższa temperatura panowała w przeszłości – i rosła, a nie malała, aż do chwili obecnej.