1965年，美國新澤西州貝爾電話嘗試室的兩位美國物理學家阿諾・彭齊亞斯和羅伯特・威爾遜正在檢測一個非常活絡的微波探測器。（微波正如光波，但是它的波長約莫為1厘米。）他們的探測器收到了比料想的還要大的噪聲。彭齊亞斯和威爾遜為此而憂愁，這噪聲不像是從任何特彆的方向來的。起首他們在探測器上發明瞭鳥糞並查抄了其他能夠的毛病，但很快就解除了這些能夠性。他們曉得，當探測器傾斜地指向天空時，從大氣層裡來的任何噪聲都應當比本來垂直指向時更強，因為從靠近地平線方向領受比起直接重新頂方向領受，光芒要穿過量很多的大氣。但是，不管探測器朝甚麼方向，這分外的噪聲都是一樣的，以是它必然是從大氣層以外來的。並且，它在白日、夜晚、整年都是一樣，固然地球環繞著本身的軸自轉或環繞太陽公轉。這表白，這輻射必須來自太陽係以外，乃至星係以外，不然，本地球的活動使探測器指向分歧方向時，噪聲就會竄改。

恒星分開我們是如此之悠遠，使我們隻能看到極小的光點，而看不到它們的大小和形狀。如許如何能辨彆分歧的恒星種類呢？對於絕大多數的恒星而言，隻要一個特性可供觀察――光的色彩。牛頓發明，如果太陽光通過一個稱為棱鏡的三角形狀的玻璃塊，就會被分化成像在彩虹中一樣的分色彩（它的光譜）。將一台望遠鏡聚焦在一個伶仃的恒星或星繫上，人們便可近似地察看到從這恒星或星係來的光譜。分歧的恒星具有分歧的光譜，但是分歧色彩的相對亮度老是和人們希冀從一個紅熱的物體收回的光的光譜完整分歧。（實際上，從任何不透明的熾熱的物體收回的光，有一個隻依靠於它的溫度的特性光譜――熱譜。

差人就是操縱多普勒效應的道理，靠測量射電波脈衝從車上反射返來的波長來測定車速。

1924年，我們當代的宇宙圖象才被奠定。那一年，美國天文學家埃德溫・哈勃證瞭然，我們的星係不是唯一的星係。究竟上，還存在其他很多星係，在它們之間是龐大的空虛的太空。為了證明這些，他必須肯定這些星係的間隔。這些星係是如此之悠遠，不像鄰近的恒星那樣，它們確切顯得是牢固不動的。以是哈勃被迫用直接的手腕去測量這些間隔。因為恒星的視亮度取決於兩個身分：它輻射出來多少光（它的光度）以及它離我們多遠。對於近處的恒星，我們能夠測量其視亮度和間隔，如許我們能夠算出它的光度。相反，如果我們曉得其他星係中恒星的光度，我們可用測量它們的視亮度來算出它們的間隔。哈勃重視到，當某些範例的恒星近到足以被我們測量時，它們有不異的光度；以是他提出，如果我們在其他星係找出如許的恒星，我們能夠假定它們有一樣的光度――如許便可計算出阿誰星係的間隔。如果我們能對同一星係中的很多恒星如許做，並且計算成果老是給出不異的間隔，則我們就會相本地信賴本身的估計。