计算结果总是给出相同的距离，则我们对自己的估计就会有相当的信赖度。
埃得温·哈勃用上述方法算出了九个不同星系的距离。现在我们知道，我们的星系只是用现代望远镜可以看到的几千亿个星系中的一个，每个星系本身都包含有几千亿颗恒星。图3.1所示的便是一个螺旋星系的图，从生活在其他星系中的人来看我们的星系，想必也是类似这个样子。我们生活在一个宽约为10万光年并慢慢旋转着的星系中；在它的螺旋臂上的恒星绕着它的中心公转一圈大约花几亿年。我们的太阳只不过是一个平常的、平均大小的、黄色的恒星，它靠近在一个螺旋臂的内边缘。我们离开亚里士多德和托勒密的观念肯定是相当遥远了，那时我们认为地球是宇宙的中心！
图3.1
恒星离开我们是如此之远，以致使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小和形状。这样怎么能区分不同的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星，只有一个特征可供观测——光的颜色。牛顿发现，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就会被分解成像彩虹一样的分颜色（它的光谱）。将一个望远镜聚焦在一个单独的恒星或星系上，人们就可类似地观察到从这恒星或星系来的光谱线。不同的恒星具有不同的光谱，但是不同颜色的相对亮度总是刚好和一个红热的物体发出的光谱完全一致。（实际上，从一个不透明的灼热的物体发出的光，有一个只依赖于它的温度的特征光谱——热谱。这意味着可以从恒星的光谱得知它的温度。）并且，我们发现，某些非常特定的颜色在恒星光谱里找不到，这些失去的谱线可以因不同的恒星而异。既然我们知道，每一化学元素都有非常独特的吸收光谱线族，将它们和恒星光谱中失去的谱线相比较，我们就可以准确地确定恒星大气中存在什么元素。
在20年代天文学家开始观察其他星系中的恒星光谱时，他们发现了最奇异的现象：它们和我们的银河系一样具有吸收的特征线族，只是所有这些线族都向光谱的红端移动了同样相对的量。为了理解这个含意，我们必须先理解多普勒效应。我们已经知道，可见光即是电磁场的起伏或波动。光的波长（或者相邻波峰之间的距离）极其微小，约为0.0000004至0.0000008米。
光的不同波长正是人眼看到的不同颜色，最长的波长出现在光谱的红端，而最短的波长在光谱的蓝端。想像在离开我们一个固定的距离处有一光源——例如恒星——以固
