Al despuntar el siglo XX la hipótesis nebular había perdido terreno, aunque seguía teniendo adeptos. La disyuntiva entre las dos teorías rivales se formulaba ahora así: las nebulosas elípticas ¿forman parte de la Vía Láctea, o son otras galaxias? La única manera de saberlo era medir la distancia a la que se encontraban.

Los métodos que se empleaban en aquella época para medir distancias en el espacio funcionaban bien para los planetas y las estrellas más cercanas, pero no servían para calcular distancias mayores. Lo que hacía falta era una manera de determinar distancias interestelares e intergalácticas (si las nebulosas elípticas eran galaxias y no soles en formación).

Esta dificultad fue resuelta en 1912 por Henrietta Swan Leavitt, empleada de las oficinas del observatorio Harvard, en Cambridge, Massachusetts. La señora Leavitt trabajaba como "computadora" y percibía un sueldo miserable. Las computadoras tenían que realizar las tareas tediosas y repetitivas que los astrónomos hechos y derechos consideraban de poca importancia. El trabajo de Henrietta Swan Leavitt consistía en examinar placas fotográficas tomadas con el telescopio del observatorio, ubicado en Arequipa, Perú, para localizar estrellas de brillo variable conocidas como cefeidas.

La luminosidad de una estrella variable cambia cíclicamente. Las variables cefidas habían sido descubiertas en 1784 por John Goodricke. La primera que descubrió estaba en la constelación de Cefeo, de ahí su nombre.

Por aquella época la señora Leavitt estaba estudiando las Nubes de Magallanes, dos pequeñas nebulosas que se ven en el hemisferio sur (hoy en día sabemos que son galaxias satélites de la nuestra). Comparando placas tomadas en días distintos detectó las variables cefeidas que buscaba, pero también observó un curioso fenómeno: cuanto más brillante era la estrella, más tardaba su luminosidad en completar un ciclo de variación. La conexión entre la luminosidad y el periodo de las variables cefeidas proporcionaba un método para medir grandes distancias en el espacio. ¿Por qué? Porque si sabemos cuánta luz emite un objeto, podemos calcular a qué distancia se encuentra midiendo su brillo aparente y luego aplicando la regla que dice que el brillo aparente de un objeto luminoso disminuye como el cuadrado de la distancia a la que se encuentra.

Si vemos a lo lejos dos focos de 100 watts, pero uno se ve cuatro veces más brillante que el otro, la regla del inverso del cuadrado de la distancia implica que ese foco está dos veces más cerca que el otro. La relación que descubrió Henrietta Swan Leavitt muestra que el periodo de variación de una variable cefeida puede considerarse como una medida de su intensidad luminosa intrínseca. Esta relación, junto con la regla del inverso del cuadrado, proporciona un método para medir distancias interestelares e intergalácticas.

La estrucutra de la galaxia