Il metodo della parallasse permette di determinare con buona precisione la distanza delle stelle più vicine al sistema solare, fino all'ordine del centinaio di anni luce.

Per stelle più lontane si deve ricorrere ad altri metodi, che in ultima analisi si basano comunque sulla distanza delle stelle vicine come riferimento.

Molto noto anche per la sua travagliata storia è il metodo delle cefeidi: le cefeidi sono stelle variabili con periodo regolare di pochi giorni. La variazione di luminosità viene spiegata con una variazione periodica del diametro (pulsazione) della stella. Il nome di cefeide deriva dalla stella δ Cep la prima di questo genere ad essere stata studiata dagli astronomi.

Nel 1912 l'astronoma Henrietta Leavitt studiando un centinaio di cefeidi presenti nella piccola Nube di Magellano scoprì che il periodo di queste stelle è in stretta relazione con la loro luminosità; poiché le differenze nella distanza dalla Terra di queste stelle sono percentualmente insignificanti, ne segue che il periodo è in relazione con la magnitudine assoluta. Il diagramma a destra tratto dal Moulton mostra come le stelle della piccola Nube di Magellano e di altri due ammassi stellari si addensino intorno a una linea curva ben delineata.

Dal momento che il periodo di una stella può essere determinato con grande precisione così come la magnitudine apparente, questa relazione permette di ricavare la magnitudine assoluta M dal periodo e dal confronto con la magnitudine apparente m si ricava la distanza d della stella.

In fatti dato che per definizione è:

M = m + 5 - 5.Log d

si ricava:

5.Log(d) = m + 5 - M

          5 + m - M         m - M                    m - M 
Log(d) = ----------- = 1 + -------  ==>  d = 10.10^(-------)
              5               5                        5  

Perché il metodo possa funzionare correttamente è però necessario conoscere con precisione la distanza di almeno una cefeide in modo da poterne ricavare la magnitudine assoluta. Sfortunatamente non ci sono cefeidi nel raggio di 100 AL dal sistema solare e questo rappresentò per diversi anni uno scoglio insormontabile per l'applicazione del metodo. Solo nel 1917 Shapley, studiando i moti propri di 11 cefeidi riuscì a fornire una stima attendibile delle magnitudini assolute delle Cefeidi e a fornire una base al metodo delle cefeidi che restò inalterata per 35 anni.

Il metodo era basato sulla tacita congettura che tutte le cefeidi dell'universo avessero la stessa relazione periodo-luminosità. Il dubbio che questa congettura potesse essere errata spinse alla fine degli anni '40 l'astronomo Baade a un lungo studio effettuato con il telescopio di Monte Palomar.

E nel 1952 Baade provocò un vero terremoto nel mondo dell'Astronomia quando comunicò i risultati della sua ricerca: in effetti esistevano almeno due tipi di cefeidi le cefeidi classiche e quelle del tipo RR Lyrae: le prime risultarono avere una luminosità circa 4 volte superiore alla stima di Shapley che era corretta per le seconde. La conseguenza era che tutte le distanze stimate per le galassie essendo basate sulle cefeidi classiche risultavano errate di un fattore 2. In altre parole le dimensioni dell'universo erano (linearmente) il doppio di quello che si era fino allora creduto! Le conseguenze sulla cosmologia furono enormi e per alcuni anni la teoria dello stato stazionario prese il sopravvento su quella del Big Bang.

La comunicazione di Baade del 1952 è un buon esempio di quanto possano essere precari i modelli teorici dell'Astronomia e della Cosmologia; cercare di ricostruire la struttura e le dimensioni dell'Universo da un unico microscopico punto di osservazione (la Terra) è impresa formidabile; qualcuno con un efficace paragone la ha paragonata all'impresa di ricostruire la struttura di una cattedrale gotica osservandola dal buco della serratura di una porta laterale.