لا يوجد مشكلة بالنسبة إلي ما هو بلون النجوم والكواكب بسبب الحرارة والتكوين الكيميائي. أما ما يصعب علي استيعابه هو الميل نحو اللون الأحمر، قد يحدثونني عن تأثير Doppler الذي أفهمه في الفيزياء، ولكنني لا أري العلاقة هنا: تغير طول الموجة (v/c). إذن فعند ابتعاد المجرة التي أنظر إليها سأجدها تميل للون الأحمر عما إذا ظلت قريبة. ولكن لماذا الميل نحو اللون الأحمر.. وكيف يمكن أن نتأكد عبر هذا الطيف الأحمر اللون أن النجم ليس في حالة احتضار وإنما هو ببساطة شديدة: يبتعد؟ وفي النهاية لم يتضح لي بعد سبب الميل للون الأحمر، وإذا لم يتضح لي فلن أستطع إذاً الإجابة علي أسئلة التلاميذ بخصوص هذا الموضوع..

لتوضيح ما قلتموه، فعلاقة تأثير Doppler (التي لا تكون صحيحة إلا نسبياً للسرعات الضعيفة) صحيحة جبريًا، أي مع إشارة + أو -: فعند ابتعاد المصدر تحسب السرعة بالموجب ويكون التغير في طول الموجة أيضًا موجبًا إذاً فطول الموجة يزداد، وعند الاقتراب فالعكس هو الصحيح، حيث يقل طول الموجة. والتعبير "الميل نحو اللون الأحمر" ينطبق إذاً علي ألوان الرؤية التي تقترب من الأحمر (جهة الأطوال الكبيرة للموجة) عندما يبتعد المصدر: يميل الأصفر إلى البرتقالي، والأزرق إلى الأخضر وهكذا... (ويحدث العكس عند الاقتراب). وسيصعب بشدة (بل يستحيل) التفرقة بين هذا التأثير وتأثير الحرارة إذا لم يكن هناك سوى الإشعاع الحراري "للجسم المظلم" الذي يربط لون النجم بدرجة حرارته. يمكن فعليًا إظهار أن تأثير ميل Doppler في الإشعاع الحراري لجسم مظلم يعادل تمامًا تأثير تغير درجة الحرارة. ولحسن الحظ هناك صفات أخري توضح طيف النجم يمكن أن نتبينها: هي خطوط الطيف التي تميز كل ذرة أو أيون، فمثلا يشع الصوديوم خطين شديدين، يكونان اللون الأصفر البرتقالي والذي يعكس الأضواء في مفترق الطرق. والأمر المهم هنا هو أن موضع (بطول الموجة) هذه الخطوط مستقل عن الحرارة ويتوقف فقط علي شدتها. ولا يأتي الميل في طول الموجة إلا من تأثير Doppler (أو من مجال جاذبية قوي جدًا، ولكن هذا الاحتمال الأخير لا يوجد إلا في شروط خاصة جدًا، حول الفتحات السوداء مثلا). وعند قياس طول الموجة الظاهر للخطوط المعروفة (يفترض إذاً معرفتها جيداً، الأمر الذي لا يكون دائمًا يسيرًا بالنسبة للميل الكبير...)، نقيس جيدًا سرعة ابتعاد النجم أو المجرة في مجموعتها (تتطابق كل الخطوط تقريبًا في نفس المكان)."

لقد قلتم أنني لو كنت أعرف الخطوط المناسبة للعناصر الكيميائية، فسوف أتمكن من معرفة ما إذا كانت تلك الخطوط التي أراها علي الطيف ترجع ببساطة للتكوين الكيميائي للنجوم والكواكب أو إلى الميل نحو اللون الأحمر. أتمني في النهاية أن أكون فهمت!! ولكن المشكلة هي أننا إذا لم نكن نعرف التكوين الكيميائي للنجوم والكواكب، فكيف سنقارن بين ما نعتقد كونه عناصر كيميائية أو ببساطة وجود ميل نحو اللون الأحمر؟ كيف نتأكد من أنه ليس عنصراً كيميائياً الذي هو نادر الوجود في ذلك النوع من النجوم والكواكب؟ في بداية دراسة الأطياف، لم نكن نعرف بدقة التكوين الكيميائي للنجوم والكواكب، فكيف إذاً تمكنا من عمل المقارنة بين الخطوط التي تعطي العناصر الكيميائية وتلك التي تشير إلي ذلك الميل المعروف؟

إذا لم يكن هناك سوى بعض الخطوط في الأطياف النجمية، فيمكن أن نتخيل أن تلك الأطياف المائلة بتأثير Doppler تسقط بتطابق عجيب علي ترددات الخطوط الأخرى الموجودة. وسيكون من المستحيل إذاً أن نميز بين الخط المائل من النوع الأول بتأثير Doppler وبين الطيف من النوع الثاني غير المائل. وببعض الخطوط، قد يحدث ذلك بمعجزة، ولكن بوجود عشرات الخطوط التي تشتمل عليها الأطياف النجمية، والتي ترسم أحيانًا "علامات" مميزة جدًا (تجمعات خطية معروفة جدًا مثل الأضعاف، ثلاثة أضعاف،...) يستحيل ذلك تمامًا. يمكن أن تظل بعض الخطوط "غير محددة"، ولكن يوجد دائمًا ما يكفي من الخطوط المحددة في الأطياف لحساب قياسات دقيقة لميل Doppler. ولا يسمح ذلك فقط بقياس حركة الابتعاد عن المجرات. بل أننا نحصل أيضاً على معلومات دقيقة جدًا عن حركة المواد علي السطح، أو بالقرب من النجم: السقوط علي النجم، الخروج، الدوران..."