Századunk huszas éveiben Slipher az amerikai Lowel-, majd később Hubble és Humason a Mt. Wilson-csillagvizsgálóban végzett megfigyelésekből azt a meglepő következtetést vontak, hogy az ú. n. Tejútrendszeren kívüli ködök szerfelett nagy sebességekkel távolodnak tőlünk.

Ezek a ködök mindannyian sok százezermillió csillagból álló rendszerek, kívül esnek a Tejútrendszer határain, amelyhez a Nap, a bolygók, az állócsillagok és általában csaknem minden szabad szemmel látható égi jelenség tartozik és amely a csillagoknak olyan rendszere, melynek szerkezete teljesen hasonló a Tejútrendszeren kívüli ködökéhez.

A Tejútrendszer legnagyobb átmérője kb. negyedmillió fényév, míg a hozzánk legközelebb lévő Tejútrendszeren kívüli köd kb. 900.000, az eddig észlelt legtávolabbi pedig mintegy 300 millió fényévnyire van tőlünk.

Az óriási távolság miatt a Tejútrendszeren kívüli ködöket alkotó csillagok legnagyobb része nem látható külön-külön még a legerősebb messzelátó segítségével sem; együttesen egy elmosódott körvonalú, ködszerű jelenség képét mutatják, mely a legtöbb esetben speciális szerkezetet mutat. Valószínű, hogy a Tejútrendszer ilyen nagy távolságból, kívülről nézve, szintén ilyen alakot mutat.

Kérdés, vajjon hogyan lehet meghatározni a ködök távolságát és a távolodás sebességét? A távolság meghatározása azon az elven alapul, hogyha egyenlő erősségű fényforrásokat, például olyan lámpákat, melyek egyenlő idők folyamán ugyanannyi fényenergiát sugároznak ki, különböző távolságokra helyezünk el, akkor nem fognak egyenlően fényeseknek látszani, hanem a közelebbiek fényesebbeknek, távolabbiak halványabbaknak látszanak; a látszólagos fényesség pedig fordítottan arányos lesz a távolság négyzetével úgy, hogyha megmérjük a lámpák látszólagos fényességét, akkor ebből az adatból kiszámíthatjuk távolságaikat.

Ez az eljárás természetesen csak akkor alkalmazható, ha tudjuk, hogy a lámpák mind egyenlő erősen világítanak, vagyis az ú. n. abszolút fényességük ugyanakkora. A csillagok között már mostan ismerünk bizonyos különleges fajtákat, a csillagoknak különféle osztályait, melyekbe csupa ugyanakkora abszolút fényességű csillag tartozik.

Ilyenek pl. az ú. n. új csillagok. Időnként ugyanis azt lehet észlelni, hogy egy-egy fényes csillag tűnik fel hirtelen az égboltnak olyan helyén, ahol régebben csak egy nagyon halavány csillag volt látható; ez a csillag néhány héten keresztül ragyog, majd fokozatosan elhalványodik, míg végül rendszerint még halványabb lesz, mint kezdetben volt. Ezt a jelenséget nevezzük új csillagnak.

Az új csillagokról tudjuk, hogy abban az időben, mikor legerősebben világítanak, abszolút fényességük mindegyik esetben ugyanakkora. Vannak azután ú. n. szabályos változó csillagok, melyeknek fényessége az idő folyamán időközönként változik.

Minden egyes csillaghoz tartozik egy bizonyos meghatározott időköz, a periódus, olyképen, hogy bármely két időpontban, melyek között az időköz, vagy annak egész számú többszöröse telt el, a csillag fényessége mindig ugyanakkora; a szabályos változó csillagoknak több típusa van, a legnevezetesebbek az ú. n. Cepheid-változók, melyeknek esetében a könnyen mérhető periódus értékéből az abszolút fényesség kiszámítható.