A világegyetemről alkotott mai felfogásunk mindössze 1924-ig nyúlik vissza. Ekkor mutatta ki Edwin Huble, hogy nem a mienk az egyetlen galaxis. Számos hasonló található az űrben, és óriási, üres térrészek választják el őket egymástól. Ennek igazolásához meg kellet határozni e távoli galaxisok távolságát, márpedig ezek olyan messzire vannak, hogy a Földről nézve teljesen mozdulatlannak látszanak (ha egy tiszta, holdtalan éjszakán felnézünk az égboltra, a szabad szemmel látható csillagok –ha kis mértékben is, de- változtatják a helyzetüket egymáshoz képest, mialatt a Föld megkerüli a Napot).
Hubble tehát közvetett módszer használatára kényszerült. Egy csillag látszólagos fényessége két tényezőtől függ: a kisugárzott fény mennyiségétől (az abszolút fényességétől), és a tőlünk mért távolságától. (A témával részletesen foglalkozik John Gribbin: Az idő születése című könyve.) Közeli csillagok setében mind a látszólagos fényesség, mind a távolság megmérhető, és ezekből az adatokból kiszámíthatjuk az abszolút fényességet. Fordítva: ha ismernénk más galaxisok csillagainak abszolút fényességét, akkor látszólagos fényességük megmérése után kiszámíthatnánk távolságukat. Hubble felfigyelt rá, hogy bizonyos fajta csillagok abszolút fényessége - mikor elég közel vannak hozzánk, hogy elvégezhessük a mérést – mindig ugyanaz. Ha tehát ugyanilyen csillagokra bukkanunk a távoli galaxisokban, akkor feltételezhetjük, hogy ezek abszolút fényessége is ugyanakkora lesz, s így könnyedén kiszámíthatjuk a távolságukat. Ha pedig ez a számítás egy galaxis több csillagára is azonos eredményt ad, akkor elég biztosak lehetünk eredményünk helyességében.
Később még vissza fogok térni a kozmikus távolságméréshez, lévén a téma rengeteg érdekességet tartogat magában.