小，将其做成光谱，就会发现光谱缺失了一部分光，所以就会出现好几段黑格，这些黑格代表的就是核外电子轨道跃迁时吸收的光。这就是吸收谱线。
对于不同的原子，其核外电子能级轨道不同，所以当一束光穿过不同原子时，不同原子的核外电子轨道跃迁所需的能量不同，就会吸收不同能量的光子，光谱上留下的黑格分布就不同。
通过黑格的分布就可以断定光线到底穿过了哪种原子。科学家就是通过这种方式才能分析出某一星球的组成成分。
而废话这么多，就是为了铺垫如何通过吸收谱线判断红移量。
太阳是宇宙中最常见的恒星，它的主要组成成分就是氢，太阳核心会发生核聚变，释放大量的光子，这些光子从太阳核心出发，会穿过太阳内部大部分的原子，当太阳光在抵达地球时，就可以通过这些光子得出的光谱看到黑格的分布，
其中73%黑格的分布符合氢原子的吸收谱线，25%的黑格分布符合氦原子吸收谱线，剩下黑格分布符合氧，碳，氖，铁等原子的吸收谱线。所以可以判定太阳内部的组成成分，其中73%是氢，25%是氦。
假设我们现在接收到一个遥远星系发出的光，分析其中一部分光的吸收谱线，发现黑格之间距离的分布和太阳不一致，那么就证明，发出这些光的天体的组成成分和太阳不一样。那么就无法判定红移量。
要知道，太阳这种主序星是宇宙中最常见的恒星，接收到遥远星系的光线，必然有类似太阳这样的恒星发出的光夹杂其中。仔细排查就会发现，星系发出的一部分光的吸收谱线内，黑格之间的距离分布和太阳一致，但是这些黑格却整体朝向红光端移动。
所以就可以断定，发出这些光的必然是遥远星系里和太阳组成成分相似的恒星。
但是由于红移效应，其吸收谱线的黑格会整体移动。所以就可以肯定，其吸收谱线中的黑格在红移之前和太阳是一致的。这些黑格相对于太阳的黑格，整体移动了多少，那么就红移了多少。
通过矫正，把这些黑格整体移动到和太阳吸收谱线一样的位置，那么黑格此时所处的位置代表的波长就是红移前原始的波长，设为λ｀。接收到的波长，设为λ。
红移量z=λ－λ｀／λ｀。红移量z是个标量，通过哈勃-勒梅特定律可知：红移量和星系的距离的关系式是z=HD／c，c是光速，H是哈勃常数，D是星系和观察者的距离。由于H／c是个固定的系数，所以星系和观察者的距
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