L'une des propriétés les plus remarquables des céphéides (et des autres étoiles pulsantes) a été découverte en 1912 par Henrietta Leavitt qui étudiait alors les variables du Petit Nuage de Magellan (Toucan). L'astronome a montré que les cépheides obéissent à une relation entre leur période d'oscillation et leur luminosité intrinsèque. Cette relation période-luminosité est différente pour chaque famille de pulsantes. Par exemple, pour une même période de pulsation, les céphéides de population I sont plus brillantes en moyenne de 1,5 magnitude que les céphéides de population II. On dispose là d'un outil précieux pour l'estimation des distances extragalactiques. Convenablement étalonnée, cette relation peut en effet être utilisée pour calculer à partir de la simple mesure de la période la magnitude absolue de l'astre. Par comparaison de cette dernière avec la magnitude apparente, on en déduit la distance de l'objet. La calibration de la relation période-luminosité reste cependant délicate. Car elle exige de connaître la distance d'au moins une céphéide. Or il n'existe aucune étoile de ce type suffisamment proche de la Terre pour qu'une mesure directe de sa distance (par la méthode des parallaxes trigonométriques), se révèle vraiment précise. Et cela, malgré les progrès notables enregistrés récemment dans ce domaine, grâce au satellite astrométrique Hipparcos.