Цефеиди в галактиката М 100, по чиито пулсации може да се определи разстоянието до тази и други галактики.

Тази зависимост дава мощен метод за измерване на разстояния до далечните ярки пулсиращи “маяци на Вселената” – метод на Цефеидите.

Определяйки периода на пулсации на една Цефеида от наблюдения и имайки предвид правата пропорционалност между период-светимост, може да се определи светимостта. Привличайки формулите, даващи зависимостта между светимост и абсолютна звездна величина и формулата на Погсън, в които учавстват абсолютната, видимата звездни величини, вече известни, може да се определи разстоянието до звездата или далечния кълбовиден звездния куп, в която тя се намира.

По този начин Шепли установява разстоянието до кълбовидните звездни купове от галактичната корона и самите размери на Млечния път.

Тъй като Цефеидите са гигантски ярки звезди, пулсациите им са доловими от още по-далечни разстояния.

През 1923 г. Едуин Хъбъл открил Цефеиди в наричаната дотогава предпазливо “мъглявина” в Андромеда и установил, че разстоянието до този обект е поне 10 пъти, отколкото разстоянието до кълбовидните звездни купове.

Тези открития сложили край на спора дали звездите във Вселената са повече или по-малко равномерно разпределени или образуват огромни звездни “острови” – галактики.

Така било положено началото на нов дял в астрономията – галактичната астрономия.

Мястото на някои типове пулсиращи променливи звезди върху диаграма на Хершпрунг-Ръсел /спектър-светимост/.

Оказва се, че върху диаграмата на Хершпрунг-Ръсел Цефеидите се разполагат горе вдясно от Главната последователност. Там са Лиридите и голяма част от другите пулсиращи звезди. Това място от диаграмата се нарича ивица на нестабилност. Тази нестабилност настъпва, когато звездата пристъпва към крайните /или начални/ стадии на своята еволюция. В този стадий звезди като Цефеидите са около 2,5 милиона години.