In figuur 2 staat een deel van het waargenomen spectrum van de Orionevel afgebeeld. De golflengte van$D_{\alpha}is iets kleiner dan de golflengte van$H_{\alpha}. De totale intensiteit van$H_{\alpha}is vele malen groter dan de totale intensiteit van$D_{\alpha}, waardoor$D_{\alpha}niet zichtbaar is in deze figuur. In figuur 3 staat het spectrum nogmaals afgebeeld, maar is op de verticale as alleen het onderste deel van het diagram weergegeven. Hierop is$D_{\alpha}wel zichtbaar.
Uit de figuren 2 en 3 kunnen de wetenschappers de totale intensiteit bepalen voor$H_{\alpha}en$D_{\alpha}. De intensiteit in een bepaald golflengte-interval is gelijk aan de oppervlakte onder de grafiek tussen de grenzen van dit interval.
Figuur 3 staat vergroot op de uitwerkbijlage.
Uit de figuren 2 en 3 kan de verhouding tussen het aantal atomen deuterium en het aantal atomen waterstof in de Orionnevel bepaald worden. Om de hypothese te toetsen dat deuterium verloren gaat bij het ontstaan van sterren hebben wetenschappers vergelijkbare metingen uitgevoerd aan grote gaswolken met een lage dichtheid. Door deze lage dichtheid weten wetenschappers dat hier nog nooit sterren gevormd zijn.
Met behulp van deze metingen hebben de wetenschappers een model opgesteld waarmee het verloop van de hoeveelheid deuterium in het heelal beschreven kan worden. Volgens dit model neemt elke 15 miljard jaar de hoeveelheid deuterium af met een factor tussen 2 en 3. Dit model gaat dus uit van een exponentiële afname. De tijd waarin de helft van de hoeveelheid deuterium in het heelal verloren is gegaan noemen we de halveringstijd.