עד לשנות העשרים של המאה ה 20 היו הדעות בקהיליית האסטרונומיה חלוקות לגבי מהותן של ערפיליות ספירליות שבהן ניתן היה להבחין בבירור בטלסקופים של אותה תקופה . רבים חשבו כי הן גופים קטנים המצויים בתוך גלקסיית שביל החלב , אחרים טענו לעומתם כי אלו גלקסיות עצמאיות הנמצאות מחוץ לשביל החלב . כדי להכריע בשאלה היה צורך במדידת המרחק לערפיליות שנצפו . מדידת המרחק של עצמים אסטרונומיים היא אחת הבעיות המרכזיות באסטרונומיה . כיצד מודדים מרחק לכוכב מרוחק או לגלקסיה אחרת ? הרי איננו יכולים פשוט למתוח סרט מדידה בין שתי נקודות ביקום . משאבים אדירים הושקעו לאורך השנים בחיפוש שיטות שיאפשרו מדידה מדויקת של מרחקים לעצמים שונים ביקום . אחת השיטות המקובלות היא להסיק את המרחק אל גרם שמימי מסוים מתוך מדידת עוצמת האור שהוא פולט , תוך שימוש בעובדה הידועה ששטף האור הנפלט ממקור נתון קטן כמו ריבוע המרחק מהמקור . המשמעות של קשר זה היא שעוצמת האור שנמדוד ממקור אור בעל בהירות נתונה הנמצא במרחק מסוים מאיתנו , תהיה גדולה פי ארבעה מעוצמת האור שנמדוד ממקור זהה הנמצא במרחק כפול . אך כדי להשתמש בשיטה זו צריך לדעת את בהירות המקור ...
אל הספר