Az egyes kémiai elemek (mint amilyen a hidrogén vagy a hélium) ha elég forró állapotban vannak (amilyen a csillagok felszínén uralkodó több ezer Celsius fokos hőmérséklet), akkor az atomok legkülső elektronjai a hőmozgás miatti ütközések során egy kis energiát kapnak, amitől felgerjesztődnek (magasabb energiájú pályára kerülnek), majd igen rövid idő (nagyságrendileg $10^{-10}\ \mathrm{másodperc}$) múlva spontán módon lejjebb ugranak egy alacsonyabb energiájú pályára. Eközben a két pálya energiáinak különbségét egy fény adag (foton) formájában kisugározzák. Mivel minden kémiai elemnek rá jellemző (specifikus) energiájú elektronpályái vannak, ezért az elektronpályák közötti energiakülönbségek is jellemzők a kémiai elemekre. Vagyis egy kémiai elem atomjai (izzított gázként) mindig csak a rá (az ő elektronpályáira) jellemző hullámhosszú fotonokat sugároz ki, tehát a spektruma jellegzetes. Az emissziós spektrum a kémiai elemek ujjlenyomataként szolgál. Egy csillag színképét megvizsgálva ezen, kémiai elemekre jellemző színképvonalak alapján meg tudjuk mondani, hogy az adott csillag felszínén milyen anyagok vannak jelen, sőt a jellegzetes spektrumvonalak intenzitásainak arányából még a kémiai elemek, molekulák arányait is.
A 19. században gázkisülési csövekben alaposan megvizsgálták különféle gázok emissziós színképvonalait. Például a hidrogén jellegzetes vörös vonala, az ún. $\mathrm{H_{\alpha}}$ spektrumvonal $656,28\ \mathrm{nm}$‑es hullámhosszúságú.
Ha egy csillagot nézünk, akkor annak van egy viszonylag felső rétege, mely a magas hőmérséklete miatt hőmérsékleti sugárzást bocsát ki, ami folytonos spektrumú emissziós színképet ad. Ebből a folytonos spektrumból a még ennél is külsőbb rétegekben (az ottani kémiai összetételnek megfelelően) bizonyos hullámhosszokkal bekövetkezik, hogy valamekkora részük elnyelődik, majd az elnyelés miatt gerjesztődő molekula legerjesztődése révén véletlenszerűen minden irányba újra kisugárzódnak, így az eredeti haladási irányba ezeknek a hullámhosszoknak az intenzitása lecsökken a csillagfény folytonos színképében. Így jön létre a csillag ún. elnyelési (abszorpciós) spekrtruma.
Azonban ha egy távoli csillag abszorpciós színképét felvesszük, azon a hidrogénre, héliumra stb jellemző, jól ismert színképvonalak legtöbbször nem pontosan a laboratóriumban kimért hullámhosszoknál vannak, hanem mind el vannak tolódva. Vagy mindegyik vonal a nagyobb hullámhosszok felé, vagy mindegyik a rövidebb hullámhosszok felé. Az előbbit vöröseltolódásnak, az utóbbit kékeltolódásnak hívjuk, mert a látható spektrumban a legnagyobb hullámhossza a vörösnek van, míg a legkisebb hullámhossza az ibolyának (kéknek).
A hullámhosszok és frekvenciák megváltozását 1842-ben Doppler hanghullámok esetében alaposan tanulmányozta, hogy mi történik, ha a hullámforrás és a megfigyelő egymáshoz képest mozog (méghozzá úgí, hogy a távolságuk is változik, azaz távolodnak vagy közelednek), és felállította a frekvenciaeltolódás összefüggését, amit ma Doppler-effektus néven emlegetünk. Később Fizeau fényre is kimutatta a Doppler-effektust, ez esetben a hosszabb hullámhosszok felé eltolódást vöröseltolódásnak, a rövidebb hullámhosszok esetén pedig kékeétolódásnak emlegetjük. Mivel mindkét esetben az effektust a forrás és a megfigyelő közeledése-távolodása okozta, ezért a kutatók fejében a hullámhosszak eltolódásához erősen hozzátapadt a Doppler-féle eset, vagyis a relatív mozgás képe. Így a csillagok esetében megfigyelt vöröseltolódást és kékeltolódást is azonnal távolodó illetve közeledő mozgásnak tulajdonították.
A galaxisok távolodása nehéz téma, hiszen nem egyszerűen arról van szó, hogy vannak a térben, és mozognak egymástól távolodva, hanem "maga a tér is tágul". Ennek megértése messze túlmutat a középiskolai fizikán, ez már az általános relativitáselmélet nehéz térgeometriáját igényli. Az akusztikai (hanghullámokra fennálló) Doppler-effektus máshogy működik, mint az optikai, hiszen a hanghullámok mindig valamilyen anyagi közegben terjednek, míg a fénynek nincs közvetítő közege (amit anno éternek neveztek el, amíg azt hitték, hogy van). Ezért hanghullámoknál nem mindegy, hogy a forrás vagy a megfigyelő mozog-e (konkrétan a közeghez képest), míg fénynél (relativisztikus okokból) mindegy, ki mozog, hiszen úgysincs egy referencia objektum, amihez képest lenne értelme annak a kérdésnek, hogy mekkora hozzá képest a fényforrás sebessége.
A vöröseltolódás jele $z$, jelentése, hogy a hullámhossz hányszorosával változottt meg:
$$z=\frac{\Delta \lambda}{\lambda_0}=\frac{\lambda_1-\lambda_0}{\lambda_0}$$
ahol $\lambda_0$ a fény hullámhossza az induláskor (amit a laboratóriumban kimérhetünk, például a hidrogén színképvonalai), $\lambda_1$ pedig az általunk a távcsőben észlelt hullámhossz. A jelenleg (2022) ismert legnagyobb vöröseltolódású a HD1 jelű galaxis, mely az Ősrobbanás után 300 millió évvel keletkezhetett, vöröseltolódása $z=13,27$, jelenleg 33,4 milliárd fényévre van tőlünk (a képen a kinagyított mélyvörös font).
Az Androméda-galaxisnak a sajátmozgása olyan nagy (a felénk irányuló sebességkomponense, az ún. radiális sebessége $\displaystyle 300\ \mathrm{\frac{km}{s}}$ nagyságú), hogy a távolságunkból következő "tégtágulás" miatti távolodásnál nagyobb, így nem vöröseltolódást tapasztalunk, hanem kékeltolódást ("negatív vöröseltolódást"). Persze nem arról van szó, hogy kék színben pompázik a távcsőben, hiszen a kékeltolódásának mértéke kicsi: $z=0,001004$.
Létezik gravitációs vöröseltolódás (kékeltolódás) is, melynek során a fény frekvenciája, hullámhossza amiatt tolódik el, mert egy valamekkora gravitációs térerősségű helyről egy ettől eltérő gravitációs térerősségű helyre kerül át, de ez már messze túlmutat a gimnáziumi fizikán.