Los conocimientos que tenemos actualmente sobre la expansión del universo se han desarrollado a partir de medidas sobre las estrellas y galaxias que los astrónomos han conseguido hacer poco a poco:

1900 - 1910
En Harvard, la astrónomo Henrietta Leavitt medía el brillo de una clase de estrellas conocidas como variables Cefeidas, estrellas luminosas, jóvenes con masas de entre 5 a 20 veces la de nuestro propio Sol. Ella medía las distancias de estas estrellas en la Pequeña Nube de Magallanes, una nebulosa irregular visible en el Hemisferio Sur. Leavitt descubrió que estas estrellas revelaban su brillo intrínseco por el periodo de su luz variable. Por esto podemos medir con fiabilidad las distancias astronómicas a estas estrellas.

1910 - 1920
Albert Einstein desarrolla su Teoría General de Relatividad en 1917. Aplicando la teoría de Einstein a la evolución del Universo, varios teóricos descubren la posibilidad de que el Universo se esté expandiendo o contrayendo. Pero Einstein rechaza esta posibilidad porque no había ninguna evidencia de que el Universo estuviera en movimiento. Él creía que el Universo es estático, y propone la existencia de una hipotética "fuerza repulsiva" postulando una constante llamada cosmológica que impide que las galaxias colapsen por gravedad.

1920 - 1930
El astrónomo Edwin Hubble descubre estrellas variables cefeidas en varias nebulosas y mide sus distancias, encontrándose que eran galaxias lejanas, muy alejadas de la nuestra, y similares en tamaño y estructura a nuestra Vía Láctea. El astrónomo Vesto Slipher hace medidas de las velocidades de las nebulosas espirales que muestran que están todas retrocediendo de la Tierra, pero no llega a comprender que son galaxias remotas.

En 1929, Hubble hizo otro descubrimiento sorprendente: Cuanto más distante está la galaxia de la Tierra, más rápidamente retrocede. Hubble descubrió una correlación entre la distancia de una galaxia y su velocidad de retroceso. Esta relación se llama la ley del Hubble y es lineal. La constante de proporcionalidad es conocida como la Constante del Hubble. Esto ha ayudado a los astrónomos a entender mejor la evolución del Universo, pero es necesario un valor exacto de la Constante de Huble para estimar el tamaño y edad del Universo.

1930 - 1950
Las observaciones de Hubble llevan a pensar que, en un universo que se expande, las galaxias habrán estado más juntas en el pasado. En el Universo joven, la densidad (y temperatura) de la materia habría sido muy alta. Esto lleva a un modelo para la evolución del Universo, que se llamó la teoría de la Gran Explosión. Esta teoría dice que el Universo empezó en un estado sumamente caliente y denso y se ha estado expandiendo y enfriando desde entonces. Para probar y constatar la teoría de la Gran Explosión, los astrónomos trabajan midiendo la expansión (para determinar el tamaño y edad del Universo) y verificar esto mediante una estimación independiente basada en las edades de las estrellas más viejas en el Universo.

1950 - 1960
Para calcular un valor exacto de la Constante del Hubble, los astrónomos intentan medir con exactitud las distancias cósmicas. En 1952, el astrónomo Walter Baade encuentra que la escala de distancias a las galaxias está equivocada debido a un error en la escala de luminosidad de las cefeidas.

1960 - 1970
Los astrónomos descubren la radiación cósmica de microondas que proviene de la Gran Explosión tal como había predicho la teoría. Las medidas de la densidad de elementos ligeros (como hidrógeno y helio) en el universo temprano también proporcionan apoyo para la teoría de la Gran Explosión.

1970 - 1980
En mitad de los 70, el astrónomo Allan Sandage descubre que algunas estrellas usadas por Hubble para estimar las distancias no eran tan luminosas como se creía. Aunque las distancias a las galaxias más cercanas han sido medidas usando cefeidas, desgraciadamente, los astrónomos no pueden ver cefeidas en galaxias distantes. La NASA empieza la construcción del Telescopio Espacial Hubble. Una de las metas primarias es encontrar cefeidas en galaxias más distantes, abriendo un camino para fijar un valor exacto de la constante de Hubble.

1980 - 1990
Los astrónomos Wendy Freedman y Barry Madore encuentran que el polvo de las galaxias espirales donde se localizan cefeidas, oscurece y enrojece estas estrellas significativamente, causando un error en la medida de las distancias.

Los astrónomos refinan los métodos "secundarios'' para medir las distancias relativas entre las galaxias. Entre estos métodos están el brillo, la luminosidad y las velocidades de rotación de las galaxias y la medida de otra clase de supernovas (estrellas en explosión) más jóvenes y con más masa. Sin embargo, las distancias relativas exclusivamente no proporcionan una medida de la constante de Hubble. La situación es como el caso de un mapa de carreteras que no dice la escala. Dos ciudades pueden estar más cerca a nosotros que una tercera ciudad. Pero sin una escala, nadie sabrá las distancias reales entre esas ciudades. De igual modo, para medir la constante del Hubble, los astrónomos deben saber las distancias reales a las galaxias. Siguiendo la analogía del mapa de carreteras, si la distancia real entre dos ciudades es conocida, entonces se establecen las distancias reales entre todas las otras ciudades. Las Cefeidas mantienen la escala de distancia absoluta de los objetos celestes.

1990 - 2000
Usando el Telescopio Espacial Hubble, 14 astrónomos internacionales se proponen fijar la constante de Hubble. La propuesta de los astrónomos que se llamó "Proyecto Clave sobre la Escala de Distancias Extragalácticas" tiene tres metas. Primero, medir las distancias a cefeidas en aproximadamente 20 galaxias y calibrar cinco métodos secundarios para medir las distancias relativas a las galaxias. Segundo, medir las distancias a cefeidas en las galaxias de los cúmulos más cercanos como Virgo y Fornax.; y tercero, verificar los errores en la escala de las distancias a las cefeidas.