天体分光学
エドウィン・ハッブルはこのスライファーのデータと自身が追加で観測したデータから、地球からより遠く離れた銀河ほどより速く地球から遠ざかっているというハッブル=ルメートルの法則を発見し、1929年に発表した。
この法則は、視線速度(あるいはハッブルフロー) v {\displaystyle v} と地球からの距離 d {\displaystyle d} 、それからハッブル定数と呼ばれる比例定数 H 0 {\displaystyle H_{0}} を用いて
v = H 0 d {\displaystyle v=H_{0}d}
と表される。また、赤方偏移の度合いは z {\displaystyle z} と呼ばれる以下の式で定義される量で表される。
上記の式で観測された光の波長が λ {\displaystyle \lambda } で周波数が f {\displaystyle f} であり、本来天体が発した光の波長・周波数が λ 0 {\displaystyle \lambda _{0}} と f 0 {\displaystyle f_{0}} である。
zが大きくなるほど、天体は地球から遠く、より赤方偏移されている。2013年1月にハッブル・ウルトラ・ディープ・フィールドで見つかった銀河はzが12、距離にして約130億光年(宇宙の年齢が約138.2億年)とされているが、2022年に東京大学の研究者らが発見したHD1はzが13.27とさらに大きく、距離は約135億光年とされている。
ハッブル=ルメートルの法則とドップラー効果の式を組み合わせて z = v Hubble c {\displaystyle z={\frac {v_{\text{Hubble}}}{c}}} という関係も得られる。
きわめて真空に近い環境だと、こうした準安定状態のイオンがほかの原子との衝突を避けて禁制線を放出して崩壊しうるまで存在できるような状況になる。
恒星の熱によって励起が起こるような、恒星近傍でしか星雲が存在しないわけではない。むしろ多くのガス輝線星雲は中性水素で形成されている。中性水素が基底状態にあるとき、電子と陽子が同じスピンをもつか、反対のスピンをもつかの2種類のスピン角運動量を持つことができる。この2つの状態間を原子が遷移すると、21cm線と呼ばれる輝線・吸収線が生じる。この波長は電波の領域であるため、非常に精密に測定でき、以下のような観測に応用されている。
ドップラーシフトの計測による星雲の速度分布
21cm線自体の強度の測定による、星雲中の原子の数や密度の観測
星雲内の温度の推定
天の川銀河内の星雲の21cm線の測定により、天の川銀河が渦巻銀河であると判明した。その渦巻の腕の数や位置は現在も研究されている。