Hoe meet men doormiddel van roodverschuiving van spectraallijnen de afstand tot een ster ?

Ha hier ben ik terug.
De uitleg , die vrij technisch is zoals ik antwoordde op de vorige vraag komt niet van mezelf ....maar ik heb een uitstekende link voor U gevonden .

Daarin ondermeer :
Als licht (ook sterrenlicht) door een prisma valt dan wordt dat licht gebroken in allerlei kleuren, van rood tot violet. Er ontstaat een kleurenband, die we ‘spectrum’ noemen. Wat de meesten van ons niet zien, omdat je daar wat verfijnder apparatuur voor nodig hebt (spectrometer) is, dat overal in het spectrum van de zon en de sterren donkere verticale lijntjes optreden, die naar de ontdekker 'Fraunhofer-lijnen' worden genoemd. De kleur is daar helemaal weg. Dat komt omdat dat licht op zijn weg naar ons toe door de sterre/zonne-atmosfeer heen moet. In die atmosfeer zitten bepaalde chemische elementen, die heel bepaalde kleuren absorberen. Elk element heeft zo zijn eigen patroon.
En lees verder in de link:

Toegevoegd na 3 minuten:
Nu ontdekte men bij het bestuderen van het licht van verafstaande sterren, dat die donkere lijntjes niet precies op hun verwachte plaats vallen, maar ietsje meer of minder naar de rode kant van het spectrum verschoven zijn. Dit noemt men ‘roodverschuiving’. De lijntjes hebben een andere golflengte dan verwacht. Roodverschuiving wordt nu uitgedrukt in een getal, dat ontstaat als het verschil van de gemeten en de standaard golflengte wordt gedeeld door de standaard golflengte, dus: z (roodverschuiving) = {λ (gemeten) – λ (standaard)} / λ (standaard), of in formule: z = Δλ/λ. Meestal is dit een positief getal. Voor sommige nabije objecten kan het ook negatief zijn, we spreken in dat geval van een blauwverschuiving.

Tussen 1912 en 1922 deden de onderzoekers Vesto Slipher en Francis Pease metingen van de roodverschuiving van 42 sterrenstelsels buiten het onze, in het Lovell observatorium in Flagstaff (USA). In 1923-24 ontdekte Edwin Hubble (1889-1953) met de grote 2,5 meter telescoop van Mount Wilson in Californië dat er Cepheïden in deze sterrenstelsels aanwezig waren, en zo was hij in staat de afstand tot die stelsels vast te stellen.