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은하의 거리를 알아내는데 가장 결정적인 역할을 한 것이 케페이드 변광성이다. 1912년 리비트는 케페이드 변광성이 특별한 주기-광도 관계를 갖는다는 것을 발견했다. 이를 이용하면 케페이드 변광성이 있는 곳까지의 거리를 구할 수 있는데, 허블은 안드로메다 은하에서 찾아낸 케페이드 변광성의 주기를 구함으로써 그 거리를 알아냈다.

너무 멀리 떨어져 있는 은하의 경우 은하 내의 별들을 개개의 별로 구분해내는 것이 힘들기 때문에 케페이드 변광성을 찾아내는 것이 쉽지 않다. 케페이드 변광성을 이용하여 거리를 측정하는 방법은 약 5000만 광년 이내의 비교적 가까운 은하들에 한해서 사용할 수 있다.

이보다 조금 더 멀리 있는 은하까지의 거리는 변광성이 아닌 다른 별을 이용해서 구한다. 그 중 한 가지는 먼 은하에서 등대처럼 밝아지는 초신성을 찾아내는 것이다. Ia형 초신성^각주1) (별의 일생 Type Ia형 그림 참조)의 경우 최대 밝기에서 대체적으로 동일한 밝기를 가지는 특성이 있다.

이것을 이용하면 초신성이 폭발한 은하까지의 거리를 구할 수 있다. 하지만 초신성은 늘 폭발하는 것이 아니므로 필요할 때 정작 이용할 수 없다는 단점이 있다. 근래에는 나선은하의 광도가 은하의 회전 속도와 관련이 있다는 사실을 이용하기도 한다.