恒星分开我们是如此之悠远，使我们只能看到极小的光点，而看不到它们的大小和形状。如许如何能辨别分歧的恒星种类呢？对于绝大多数的恒星而言，只要一个特性可供观察――光的色彩。牛顿发明，如果太阳光通过一个称为棱镜的三角形状的玻璃块，就会被分化成像在彩虹中一样的分色彩（它的光谱）。将一台望远镜聚焦在一个伶仃的恒星或星系上，人们便可近似地察看到从这恒星或星系来的光谱。分歧的恒星具有分歧的光谱，但是分歧色彩的相对亮度老是和人们希冀从一个红热的物体收回的光的光谱完整分歧。（实际上，从任何不透明的炽热的物体收回的光，有一个只依靠于它的温度的特性光谱――热谱。
这意味着能够从恒星的光谱得知它的温度。）别的，我们发明，某些非常特定的色彩在恒星光谱里丧失，这些落空的色彩可依分歧的恒星而异。因为我们晓得，每一化学元素接收非常奇特的色彩族系，将它们和恒星光谱中落空的色彩比拟较，我们便能够精确地肯定恒星大气中存在哪种元素。
在20年代，当天文学家开端察看其他星系中的恒星光谱时，他们发明了某些最奇特的征象：它们和我们的银河系一样具有接收的特性线族，只是统统这些线族都向光谱的红端挪动了一样的相对量。为了了解其含义，我们必须起首了解多普勒效应。正如我们已经看到的，可见光由电磁场的起伏或颠簸构成。光的波长（或者相邻波峰之间的间隔）极其藐小，约为0.0000004至0.0000008米。光的分歧波长恰是人眼当作分歧色彩的东西，最长的波长呈现在光谱的红端，而最短的波长在光谱的蓝端。现在想像在分开我们牢固的间隔处有一个光源――比方一颗恒星――以牢固的波长收回光波。明显，我们领遭到的波长和发射时的波长一样（星系的引力场没有强到足以对它产生较着的效应）。现在假定这恒星光源开端向我们活动。当光源收回第二个波峰时，它分开我们较近一些，如许两个波峰之间的间隔比恒星静止时较小。这意味着，我们领遭到的波的波长比恒星静止时较短。呼应地，如果光源分开我们活动，我们领受的波的波长将较长。这意味着，当恒星分开我们而去时，它们的光谱向红端挪动（红移），而当恒星趋近我们而来时，光谱则被蓝移。这个称作多普勒效应的频次和速率的干系是我们平常熟谙的。比方听一辆小汽车在路上驶过：当它趋近时，它的发动机的调子变高（对应于声波的短波长和高频次）；当它颠末我们身边而分开时，它的调子变低。光波或射电波的行动与之近似。
埃德温・哈勃用上述体例算出了9个分歧星系的间隔。现在我们晓得，我们的星系只是用当代望远镜能够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。从糊口在其他星系中的人来看我们的星系，想必也近似这个模样。我们糊口在一个宽约为10万光年并渐渐扭转着的星系中；在它的螺旋臂上的恒星环绕着它的中间公转一圈约莫破钞几亿年。我们的太阳只不过是一颗平常的、均匀大小的、黄色的恒星，它位于一个螺旋臂的内边沿四周。我们分开亚里士多德和托勒密的看法必定相称远了，当时人们以为地球是宇宙的中间！