In het begin van de jaren '20 ontdekte men dat de meeste melkwegstelsels roodverschuiving (zie kaderstuk) vertonen. Dit betekent dat ze zich van ons verwijderen: de roodverschuiving staat namelijk in rechtstreeks verband met de snelheid waarmee een object zich van ons verwijdert.Het is Edwin Hubble die in 1929 systematisch de roodverschuiving van een groot aantal melkwegstelsels bepaalde. Hij ontdekte hierbij dat de verwijderingssnelheid van melkwegstelsels in rechtstreeks verband staat met de afstand van het sterrenstelsel tot ons, ongeacht in welke richting het melkwegstelsel zich bevindt (zie figuur rechts).
De enige conclusie die stand hield, is dat het heelal gelijkmatig uitdijt: alle punten verwijderen zich uniform van mekaar. Ooit waren alle punten in het heelal dus veel dichter bij mekaar, en deze gedachte leidt als vanzelfsprekend naar de idee van een oerknal, een Big Bang.
De snelheid waarmee de uitdijing momenteel plaatsvindt, zit vervat in de constante van Hubble. Deze constante geeft de snelheid tussen twee melkwegstelsels die 1 Mpc (1 megaparsec = 3.26 miljoen lichtjaar) van mekaar verwijderd zijn. Dankzij het rechtstreekse verband tussen verwijderingssnelheid en afstand, weten we dat een melkwegstelsel op 2 Mpc zich met tweemaal deze snelheid van ons zal verwijderen.
Deze constante is een belangrijke maat voor het bepalen van de leeftijd en de toekomst van het heelal. Ze is wel erg moeilijk te meten: de afstand tot melkwegstelsels is moeilijk te bepalen, en bij de meest nabije sterrenstelsels (waarbij afstandsmeting al iets beter gaat) meten we vooral de eigen snelheid van de melkwegstelsels in plaats van de snelheid ten gevolge van de uitdijing van het heelal. Indirecte waarnemingen door WMAP leverden in 2003 eindelijk een nauwkeurige meting op: de constante van Hubble nu is vastgelegd op 71 (km/s)/Mpc.
De roodverschuiving
Atomaire emissie en absorptie
Atomen en moleculen hebben de eigenschap dat ze op welbepaalde golflengten (kleuren) licht absorberen en uitzenden. Vanop afstand kan een astronoom dus de samenstelling van een stralend object afleiden, door het spectrum ervan te onderzoeken. Het spectrum is de hoeveelheid licht als functie van de golflengte, zoals hieronder weergegeven.
Visueel absorptiespectrum van waterstof, met de overeenkomstige golflengte van het licht. De zwarte lijnen zijn de kleuren die door het waterstof geabsorbeerd worden.
Het Doppler-effect
Het Doppler-effect kunnen we waarnemen als objecten die golven uitzenden (licht, geluid, ...) ons naderen of zich van ons verwijderen. Door die beweging wordt de golf samengedrukt of uitgerekt.
Bij licht betekent een verandering in golflengte een verandering in kleur. Een kortere golflengte (samengedrukte golf) betekent meer naar het blauwe (naar links) in het spectrum, een langere golflengte (uitgerekte golf) meer naar het rode (naar rechts).
Bij geluid hangt de golflengte samen met de toonhoogte. Een kortere golflengte betekent een hogere toon, een langere geeft een lagere toon.
In het dagelijkse leven kennen we het Doppler-effect van bijvoorbeeld het geluid van een ziekenwagensirene. Tijdens het naderen horen we de sirene met een bepaalde toonhoogte, die hoger is dan wanneer de ziekenwagen zou stilstaan (golf samengedrukt). Op het moment dat de ziekenwagen voorbijkomt, horen we de toonhoogte van de sirene dalen, en als ze wegrijdt, luidt de sirene met een lagere toonhoogte (golf uitgerekt).
De roodverschuiving
Het licht van sterren en sterrenstelsels wordt ook beïnvloed door het Doppler-effect. Dankzij de atomaire emissie kan men dit Doppler-effect nauwkeurig bepalen: men kan de golflengte van de absorptie of emissie meten, en die vergelijken met de gekende waarden uit metingen op aarde.
Aangezien de meeste sterrenstelsels zich van ons verwijderen, vertonen ze een Doppler-effect naar de rode kant van het spectrum toe. Vandaar dat in de kosmologie vaak wordt gesproken van roodverschuiving.
De kosmische roodverschuiving, de roodverschuiving ten gevolge van de uitzetting van het heelal, wordt tegenwoordig, via de wet van Hubble, gebruikt voor het bepalen van afstanden tot de verst verwijderde objecten in ons heelal. De verst verwijderde objecten die tot nu toe konden worden waargenomen, staan op zo'n 13 miljard lichtjaar.