Sterrenkundigen willen graag weten hoe snel de hoeveelheid deuterium in het heelal afneemt. In gaswolken waar nog nooit een ster is ontstaan is de verhouding tussen de hoeveelheden\mathrm{D}D\mathrm{D}D\mathrm{HD}D\mathrm{HeD}D\mathrm{He}DD\mathrm{He}en\mathrm{H}\mathrm{He}sinds de oerknal niet veranderd. Sterrenkundigen willen daarom de verhouding\mathrm{D}/\mathrm{H}\mathrm{D}/\mathrm{He}\mathrm{D}/\mathrm{He}H\mathrm{D}/H\mathrm{HD}/H\mathrm{HeD}/H\mathrm{HeD}D/H\mathrm{He}D/Hin zulke gaswolken vergelijken met de verhouding\mathrm{D}/\mathrm{H}op andere plaatsen in het heelal.
Een veelgebruikte manier om de verhouding van het aantal atomen deuterium en waterstof in een gaswolk te bepalen is door te kijken naar het emissiespectrum van zo'n wolk. Wanneer een waterstof- of deuteriumatoom terugvalt van de2^{\mathrm{e}}$2^{\mathrm{e}}naar de1^{\mathrm{e}}12^{\mathrm{e}}2^{\mathrm{e}}$1^{e}aangeslagen toestand, zendt het zichtbaar licht uit. Deze spectraallijn wordt bij waterstof aangeduid met$H_{\alpha}en bij deuterium met$D_{\alpha}. De verhouding tussen de intensiteiten van$D_{\alpha}en$H_{\alpha}is dus een maat voor de verhouding$\mathrm{D} / \mathrm{H}in de wolk.
De energieniveaus van waterstof en deuterium zijn gegeven door:
E_{n}=-\frac{k}{n^{2}}
Hierin is
•$E_{n}het energieniveau van de toestand$nin\mathrm{eV}e\mathrm{eV}eV\mathrm{eV}eV\mathrm{~eV}eV\mathrm{~meV}eV\mathrm{~me}eV\mathrm{~m}
•$keen constante, die voor waterstof gelijk is aan13{,}606\mathrm{~eV}13{,}606\mathrm{~eVe}13{,}606\mathrm{~eVeV}13{,}606\mathrm{~meVeV}13{,}606\mathrm{~meeV}13{,}606\mathrm{~meV}$13{,}606 \mathrm{eV}en voor deuterium gelijk is aan13{,}609\mathrm{~eV}13{,}609\mathrm{~meV}$13{,}609 \mathrm{eV}
•$nde toestand