Hoe kun je rekenen met roodverschuiving?

Dat komt doordat je naar spectraallijnen kijkt. Een ster bevat allerlei stoffen. Laten we voor het gemak eens uitgaan van waterstof en natrium. Als je licht bekijkt dat van een lichtbron komt met waterstof en natrium, zul je zien dat er donkere strepen in de lichtbalk staan. Die vormen een bepaald patroon, waaraan je de stof kunt herkennen. Zo is er een heel specifiek patroon voor waterstof, een heel specifiek patroon voor natrium, enzovoort.
Als je nu hetzelfde patroon ziet, maar dan een stukje verschoven in de richting van (infra)rood, dan kun je aan de hand van de berekeningen van het Doppler-effect berekenen hoe snel de ster zich van ons verwijdert. Hoe sneller de ster van ons vandaan gaat, hoe verder weg hij staat.
Overigens worden bij de berekening van de afstanden nog heel veel andere zaken gebruikt, zoals de 'standaardkaarsen', maar het zou een beetje te ver voeren om dat hier uit te leggen.

Aan die spectraallijnen zie je dus ook uit welke stoffen een ster bestaat, en dat geeft weer een indicatie van het soort ster: een rode reus, bijvoorbeeld, of een gele dwerg.

Overigens bewegen niet alle sterren zich van ons vandaan. Er is een sterrenstelsel dat met het onze op ramkoers ligt. Maar daar hoef je je de komende miljarden jaren nog geen zorgen over te maken, hoor. De sterren daarvan vertonen dus een blauwverschuiving.

Het beste Nederlandstalige boek dat ik hierover (en nog veel meer) gelezen heb, vind je in de bron.

Ja, dat klopt in principe, maar de roodverschuiving betreft complete melkwegstelsels. De afstand tot gewone sterren wordt geschat met pulserende sterren die binnen een bepaalde periode wisselen van helderheid. Bij een overeenkomstige pulsatie is de lichtsterkte hetzelfde, dus hoe verder weg zo een ster, hoe zwakker. Van enkele dichtbijzijnde cepheiden weten we de afstand direct door een hoekverschuiving tussen zomer en winter.
De snelheid van sterren ten opzichte van ons wordt bepaald met de roodverschuiving, niet de afstand. Binnen ons sterrenstelsel is de roodverschuiving dus een snelheidsmaat en het kan ook een blauwverschuiving zijn als een ster op ons afkomt.
Op kosmische schaal zien we complete sterrenstelsels en ook hier is het een maat voor de snelheid. Nu blijkt dat de roodverschuiving tot wel 6 keer de lichtsnelheid kan opleveren, wat alleen kan worden verklaard doordat het stelsel niet van ons af beweegt, maar dat de ruimte tussen ons en het stelsel toeneemt. Hoe zwakker de lichtsterkte van een stelsel, hoe groter de roodverschuiving is (er zit immers meer expanderende ruimte tussen, maar in principe blijft de roodverschuiving een snelheidsmaat.
Er zijn drie situaties wat betreft de roodverschuiving: binnen de melkweg, kosmologische roodverschuiving en roodverschuiving bij grote massa's. Voor de eerste situatie kun je formules van de Speciale Relativiteitstheorie gebruiken, voor de andere gevallen heb je de wiskunde van de Algemene Relativiteitstheorie nodig. (zie bron)

Toegevoegd na 11 minuten:
De roodverschuiving wordt in de praktijk bepaald door het patroon van absorptielijnen in het spectrum van de ster of het sterrenstelsel, de atmosfeer van een ster of sterrenstelsel filtert heel specifieke golflengtes uit (absorptiespectrum van waterstof is erg belangrijk), door het patroon te verschuiven kun je de rood of blauwverschuiving precies bepalen. (plaatje in bron is erg duidelijk).

Ik heb dit antwoord toegevoegd n.a.v. je reactie op het antwoord van CaatPeeters. Zijn antwoord en dat van Viridiflavus leggen wel zo'n beetje uit hoe het met de snelheid en de afstanden zit.

Een spectrum is karakteristiek voor elementen en ook moleculen omdat die unieke patronen in een spectrum vormen. Dat komt door een kwantummechanisch effect dat bij atomen optreed als een elektron geraakt wordt door een energiepakketje van voldoende grote (fotonen). Dit energiepakketje wordt geabsorbeerd en omgezet in een andere vorm van energie. Dit gebeurt op hele specifieke energieniveaus die karakteristiek zijn voor desbetreffende stof. Als je het patroon eenmaal kent dan dan hoef je alleen maar als het ware een mal over het spectrum te leggen om te zien hoeveel het verschoven is.