Є два методи, один більш надійний, ніж інший (хоча обидва досить гарні.)
Ключовий момент: Чим яскравіша зірка, тим більше деталей ми можемо побачити в її спектрі - ви можете вважати це тим, що зможете збільшити спектр більше, щоб мати можливість бачити більш тонкі деталі. Це також дозволяє нам бачити слабкі лінії (не всі спектральні лінії однаково інтенсивні.)
У нас дуже широкі референтні спектри всіх елементів за найрізноманітніших умов, тому, коли зірка є достатньо яскравою, ми бачимо багато спектральних ліній і можемо їх узгоджувати з еталонними спектрами. Жоден з двох елементів не має подібних спектрів, тому, якщо ви бачите багато ліній, ви не можете легко переплутати один з одним.
Коли ви можете пояснити майже всі лінії в спектрі зірки правдоподібним набором елементів у правдоподібному достатку і всі з тим же червоним зсувом, у вас є дуже, дуже надійний збіг і точно знаєте червоний зсув об'єкта.
Але далекі зірки (і галактики) дуже слабкі, тому спектри, які ми отримуємо, мають дуже низьку роздільну здатність і показують лише декілька найсильніших спектральних ліній. Їх часто можна збігати, оскільки водень настільки поширений, що найсильніші видимі лінії будуть водневими лініями, і навіть якщо ви зможете помітити лише дві-три з них, якщо вони мають однакові відносні положення, як і яскраві водневі лінії, ви можете сміливо ототожнювати їх і зчитувати червону зміну. Це менш надійно, але все ж досить надійно, що рідко виникає проблема.
У самих тьмяних випадках ви можете бачити лише один рядок. Ви маєте дуже грубе уявлення про зміну червоного кольору від яскравості об'єкта, і все, що ви можете зробити, це припустити, що це найсильніша лінія водню, і подивіться, чи знаходиться вона приблизно в правильному положенні, враховуючи відстань, виведене від яскравості та типу об'єкта. Це теж працює, але все ще менш надійно. (Більшість оригінальних робіт Хаббла покладалися лише на один рядок для більш віддалених об'єктів, але виявилися правильними, коли їх спостерігали пізніше із значно кращим обладнанням.)