Поэтому эти скорости и были названы «лучевыми». Но для получения полной картины расширения Вселенной этого мало. Надо знать истинные расстояния до излучающих тел. Этот вопрос решался на основании использования следующего физического закона. Если знать истинную светимость свечи (любого источника света), то при удалении ее на определенное расстояние ее видимый блеск уменьшится как квадрат этого расстояния. Значит, зная светимость источника и его видимый блеск, можно определить расстояние до него. Этот метод так и назван — методом стандартной свечи.

К «стандартной свече» выдвигаются определенные требования. Во-первых, чтобы она не была слабой, иначе мы ее видимого блеска и вовсе не заметим. Во-вторых, чтобы нам была известна ее истинная светимость. Исходя из этих требований вначале использовали переменные звезды цефеиды, которые в тысячу раз ярче Солнца. С помощью цефеид можно промерить Вселенную на расстояние до 15 миллионов световых лет. Но это расстояние недостаточное. На таком расстоянии находятся только ближайшие галактики. Более мощными «свечами» являются ярчайшие шаровые скопления звезд, которые находятся вокруг каждой галактики. Если из всех скоплений выбирать только ярчайшие, то будет обеспечена стандартность свечи, поскольку они для всех галактик имеют одинаковую светимость. С помощью шаровых скоплений можно заглянуть во Вселенную вплоть до шестидесяти миллионов световых лет, то есть до ближайших скоплений галактик. Была открыта и более яркая свеча. Ею могут служить ярчайшие галактики, которые имеют одинаковую светимость. Они позволяют измерить расстояние в миллиарды световых лет. Таким образом измеряют скорости небесных объектов и расстояния до них.

Оказалось, что между этими двумя величинами имеется очень жесткая связь: скорость удаления галактики тем больше, чем дальше она от нас удалена. Этот замечательный закон открыл в 1929 году американский астрофизик Э. Хаббл. На основании имеющихся данных о расстоянии до галактик и об их лучевых скоростях Э.