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自从
1805年，赫歇耳发现太阳相对附近的星星是运动的现象之后，
就推断出太阳不是银河系的固定中心。然而在银河系内，仿佛有一个中
心或近似中心的位置。
碰巧，银河差不多是被均匀照亮的，这使太阳位于银河系中心的假
设有些合理化了。如果银河位于中心的一侧，则此方位比其他方位看上
去要厚且亮。从银河系中心向边缘附近看去，我们会发现星星比较少。
另一方面，朝其中心望去，我们将面对银河系的遥远的另一端，在那似
乎拥有大量的星星。
然而，不管它看上去多合理，太阳一定在银河系中心或中心附近的
理论是站不住脚的。如果是真的话，不仅银河里的所有星星应是均匀分
布的，而且银河系的其他方位也应是对称的，但并不是这样，毕竟存在
着我们前面讨论过的球状星团。它们中的大部分位于天空一侧，而且
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是在人马星座里。
为什么会出现如此独特的不对称现象呢？在
1912年，美国天文学家
亨利埃塔·斯旺·李维特在研究麦哲伦云时，此答案才开始形成。两个
模糊的斑片，即大麦哲伦云和小麦哲伦云，看上去像银河中被分离出来
的部分。只能从南半球看到它们，而且以第一个看到它们的欧洲人费迪
南德·麦哲伦的名字命名的，他是在
1521年，横渡位于南美洲最南端的
麦哲伦海峡时发现的。
约翰·赫歇耳于
1834年在非洲最南端的天文台研究它们时，发现它
们像银河一样是由众多星星组成的，麦哲伦云在天空中延伸出许多光
年，但由于它们离我们太远，以至于可粗略地认为它们到地球的距离是
相同的（就如同人们虽然散布在芝加哥城的各处，但这些人到巴黎的距
离是近似相同的）。
小麦哲伦云有一些仙王座的变星，它们离我们大致一样远，这种星
是约翰·古德里科于
1784年发现的。仙王座变星是一种变化的恒星，其
特性由质量和距离两个因素决定。而且，亮度是随着星的质量的增加而
增强，随着与我们的距离的增大而减弱。因此非常亮的仙王星或是非常
大，或是离我们非常近。但要分清哪一个假设是真的，一般是不可能的。
但既然认为小麦哲伦云中的所有仙王座变星到地球的距离大致是相同
的，在这种情况下，可以不考虑距离。如果发现小麦哲伦云的一颗星比
另一颗星亮，那我们就该明白我们就可断定我们感觉较明的那颗星一定
是两颗中较大的，而且事实上也是如此。李维特发现在小麦哲伦云中，
仙王座变星越明越亮，其变化周期越长，发光度与周期之间存在着一致
的关系。
那么，假如你知道某特定的仙王座变星的距离，就可测得它的周期。
根据这些条件，你可以确定它的发光度，并得到由李维特发现的发光度
周期曲线图。
那么，你可以研究任何其他的仙王座变星。根据它的周期，通过李
维特的曲线图，可知道它的发光度，再以此为根据，可得到天空中这样
亮度的星星位于多远处。用这种“仙王座变星的标准”可测量星星的距
离，但因距离太远而产生了测量误差。
可是，我们明白，由于视差，即使是最近的仙王座变星也因为离我
们太远而无法确定它的距离，所以我们没有距离图表，而它必须是首先
建立的。
可是，我们明白，由于视差，即使是最近的仙王座变星也因为离我
们太远而无法确定它的距离，所以我们没有距离图表，而它必须是首先
建立的。
在
1913年，赫茨希普鲁（发现了红色巨星）通过细致的推理，
设法解决了一些无视差的仙王座变星的距离，这样就建立了标准。
在
1914年，美国天文学家哈洛·夏普利把标准应用于他指定的不同
的球状星团中的仙王座变星。他得到每个星团的距离，然后在它们各自
的方位和距离上设计了它们的模式。这给他提供了所有球状星团的三维