Звездите са толкова далеч, че ни се струват като светли точици. Ние не можем да видим нито размера, нито формата им. Тогава как да разграничим различните звезди? За огромната част от звездите има само едно характерно свойство, което можем да наблюдаваме — цветът на светлината им. Нютон открил, че когато слънчевата светлина премине през триъгълно парче стъкло, наречено призма, тя се разлага на съставните си цветове (нейния спектър) също както при дъгата. Фокусирайки телескопа върху една отделна звезда или галактика, можем по същия начин да наблюдаваме спектъра на светлината от тази звезда или галактика. Различните звезди имат различни спектри, но относителната яркост на различните цветове е винаги точно такава, каквато очакваме за светлината, излъчена от обект, нагорещен до червено. (Фактически светлината, излъчена от непрозрачен обект, нагорещен до червено, има характеристичен спектър, който зависи само от температурата му — топлинен спектър. Това значи, че по спектъра на светлината можем да определим каква е температурата на тази звезда.) Освен това ние установяваме, че в спектрите на звездите липсват някои много характерни цветове и тези липсващи цветове Могат да се различават от звезда към звезда. Тъй като знаем, че всеки химически елемент поглъща характерна част от определени цветове, като съпоставим тези цветове с липсващите от звездния спектър, можем да определим точно кои елементи присъстват в звездната атмосфера.
През двадесетте години, когато астрономите започнаха да разглеждат спектрите на звезди от други галактики, те установиха нещо много странно: забелязваха се същите характеристични липсващи цветове, както при звездите от нашата Галактика, но всички те бяха отместени в една и съща относителна степен към червения край на спектъра. За да разберем следствията от това, трябва първо да си изясним Доплеровия ефект. Както вече знаем, видимата светлина се състои от флуктуации или вълни в електромагнитното поле. Честотата (или броят на вълни за секунда) на светлината е изключително висока — от 400×1012 до 700×1012 вълни за секунда. Човешкото око вижда като различни цветове именно различните честоти на светлината, като най-ниските честоти са в червения край на спектъра, а най-високите — в синия. Сега да си представим един източник на светлина на постоянно разстояние от нас, например звезда, излъчваща светлинни вълни с постоянна честота. Очевидно честотата на вълните, която ние възприемаме, ще бъде същата като честотата, с която са излъчени (гравитационното поле на галактиката няма да е достатъчно силно, за да оказва значително влияние). Да предположим сега, че източникът започва да се движи към нас. Когато излъчи следващия гребен на вълна, той ще бъде по-близо до нас, така че времето, необходимо на гребена на вълната да стигне до нас, ще бъде по-малко, отколкото ако звездата беше неподвижна. Това значи, че времето между два достигащи до нас гребена на вълни ще е по-малко, а оттам броят вълни, които получаваме всяка секунда (т.е. честотата), ще е по-голям, отколкото при неподвижна звезда. Съответно ако източникът на светлина се отдалечава от нас, честотата на вълните, която получаваме, ще бъде} по-ниска. Когато става дума за светлина, това ще означава, че: спектрите на звезди, отдалечаващи се от нас, ще бъдат отместени към червения край (червено отместване), а на тези, приближаващи се към нас — синьо отместени. Тази зависимост между честота и скорост, наречена Доплеров ефект, е нещо, с което се сблъскваме всекидневно. Вслушайте се в колата на пътя: когато приближава, двигателят й звучи по-високо (което отговаря на по-висока честота на звуковите вълни), а когато минава и се отдалечава, звукът е по-нисък. Поведението на светлинните или радиовълните е същото. На практика полицията използва Доплеровия ефект за определяне на скоростта на колите, като измерва честотата на радиовълните, отразени от тях.
В годините след като доказал съществуването на други галактики, Хъбъл прекарвал времето си, като съставял каталог на техните разстояния и наблюдавал спектрите им. По това време повечето очаквали галактиките да се движат съвсем случайно и предполагали да намерят толкова синьо отместени спектри, колкото и червено отместени. Поради това били твърде изненадани да установят, че повечето галактики са червено отместени: почти всички се отдалечавали от нас! Още по-изненадващо било откритието, което Хъбъл публикувал през 1929 г.: дори големината на червеното отместване на галактиките не било случайно, а правопропорционално на разстоянието до нас. Или с други думи, колкото по-отдалечена е една галактика, толкова по-бързо тя се отдалечава! А това означава, че Вселената не би могла да е статична, както всички мислели дотогава, а в действителност се разширява; разстоянието между различните галактики нараства с времето.