自從1805年，赫歇耳發現太陽相對附近的星星是運動的現象之後，就推斷出太陽不是銀河系的固定中心。然而 在銀河系內，彷彿有一箇中心或近似中心的位置。 碰巧，銀河差不多是被均勻照亮的，這使太陽位於銀河系中心的假設有些合理化了。如果銀河位於中心的一側， 則此方位比其他方位看上去要厚且亮。從銀河系中心向邊緣附近看去，我們會發現星星比較少。另一方面，朝其中 心望去，我們將面對銀河系的遙遠的另一端，在那似乎擁有大量的星星。然而，不管它看上去多合理，太陽一定在 銀河系中心或中心附近的理論是站不住腳的。如果是真的話，不僅銀河裡的所有星星應是均勻分佈的，而且銀河系 的其他方位也應是對稱的，但並不是這樣，畢竟存在著我們前面討論過的球狀星團。它們中的大部分位於天空一側， 而且1/3 是在人馬星座裡。 為什麼會出現如此獨特的不對稱現象呢？在1912年，美國天文學家亨利埃塔。斯旺。李維特在研究麥哲倫雲時， 此答案才開始形成。兩個模糊的斑片，即大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，看上去像銀河中被分離出來的部分。只能從南 半球看到它們，而且以第一個看到它們的歐洲人費迪南德。麥哲倫的名字命名的，他是在1521年，橫渡位於南美洲 最南端的麥哲倫海峽時發現的。 約翰。赫歇耳於1834年在非洲最南端的天文臺研究它們時，發現它們像銀河一樣是由眾多星星組成的，麥哲倫 雲在天空中延伸出許多光年，但由於它們離我們太遠，以至於可粗略地認為它們到地球的距離是相同的（就如同人 們雖然散佈在芝加哥城的各處，但這些人到巴黎的距離是近似相同的）。 小麥哲倫雲有一些仙王座的變星，它們離我們大致一樣遠，這種星是約翰。古德里科於1784年發現的。仙王座 變星是一種變化的恆星，其特性由質量和距離兩個因素決定。而且，亮度是隨著星的質量的增加而增強，隨著與我 們的距離的增大而減弱。因此非常亮的仙王星或是非常大，或是離我們非常近。但要分清哪一個假設是真的，一般 是不可能的。但既然認為小麥哲倫雲中的所有仙王座變星到地球的距離大致是相同的，在這種情況下，可以不考慮 距離。如果發現小麥哲倫雲的一顆星比另一顆星亮，那我們就該明白我們就可斷定我們感覺較明的那顆星一定是兩 顆中較大的，而且事實上也是如此。李維特發現在小麥哲倫雲中，仙王座變星越明越亮，其變化週期越長，發光度 與週期之間存在著一致的關係。 那麼，假如你知道某特定的仙王座變星的距離，就可測得它的週期。根據這些條件，你可以確定它的發光度， 並得到由李維特發現的發光度週期曲線圖。那麼，你可以研究任何其他的仙王座變星。根據它的週期，透過李維特 的曲線圖，可知道它的發光度，再以此為根據，可得到天空中這樣亮度的星星位於多遠處。用這種“仙王座變星的 標準”可測量星星的距離，但因距離太遠而產生了測量誤差。可是，我們明白，由於視差，即使是最近的仙王座變 星也因為離我們太遠而無法確定它的距離，所以我們沒有距離圖表，而它必須是首先建立的。 然而，在1913年，赫茨希普魯（發現了紅色巨星）透過細緻的推理，設法解決了一些無視差的仙王座變星的距 離，這樣就建立了標準。在1914年，美國天文學家哈洛。夏普利把標準應用於他指定的不同的球狀星團中的仙王座 變星。他得到每個星團的距離，然後在它們各自的方位和距離上設計了它們的模式。這給他提供了所有球狀星團的 三維模型，他發現該模型形成了一個近似的天體球，它的中心在人馬座外幾千光年處。 夏普利認為球狀星團的範圍在銀河系中心，因而好像離我們很遠，這一假設是合理的。事實上，他過高地估計 了距離，如今，我們知道太陽不是位於銀河系中心或中心附近，而是向一側偏3000光年。 既然是這樣，為什麼我們沒覺得銀河在人馬座方向上比在其相反方向上要亮得多？事實上，某種程度上，銀河 在人馬座方向上要比在其他方向上亮且複雜，但是我們不能看到銀河系中心和邊緣。在銀河中雜亂分佈的暗星雲掩 蓋了那個方向上的絕大多數星星。也就是說，當我們看天空時所看到的只是銀河系的相當小的部分，它構成了距太 陽系最近的外部區域——我們的鄰居。如果只考慮銀河系的這部分，那我們就位於它的中心附近，但是我們離它的 實際中心還很遠。
自從1805年，赫歇耳發現太陽相對附近的星星是運動的現象之後，就推斷出太陽不是銀河系的固定中心。然而 在銀河系內，彷彿有一箇中心或近似中心的位置。 碰巧，銀河差不多是被均勻照亮的，這使太陽位於銀河系中心的假設有些合理化了。如果銀河位於中心的一側， 則此方位比其他方位看上去要厚且亮。從銀河系中心向邊緣附近看去，我們會發現星星比較少。另一方面，朝其中 心望去，我們將面對銀河系的遙遠的另一端，在那似乎擁有大量的星星。然而，不管它看上去多合理，太陽一定在 銀河系中心或中心附近的理論是站不住腳的。如果是真的話，不僅銀河裡的所有星星應是均勻分佈的，而且銀河系 的其他方位也應是對稱的，但並不是這樣，畢竟存在著我們前面討論過的球狀星團。它們中的大部分位於天空一側， 而且1/3 是在人馬星座裡。 為什麼會出現如此獨特的不對稱現象呢？在1912年，美國天文學家亨利埃塔。斯旺。李維特在研究麥哲倫雲時， 此答案才開始形成。兩個模糊的斑片，即大麥哲倫雲和小麥哲倫雲，看上去像銀河中被分離出來的部分。只能從南 半球看到它們，而且以第一個看到它們的歐洲人費迪南德。麥哲倫的名字命名的，他是在1521年，橫渡位於南美洲 最南端的麥哲倫海峽時發現的。 約翰。赫歇耳於1834年在非洲最南端的天文臺研究它們時，發現它們像銀河一樣是由眾多星星組成的，麥哲倫 雲在天空中延伸出許多光年，但由於它們離我們太遠，以至於可粗略地認為它們到地球的距離是相同的（就如同人 們雖然散佈在芝加哥城的各處，但這些人到巴黎的距離是近似相同的）。 小麥哲倫雲有一些仙王座的變星，它們離我們大致一樣遠，這種星是約翰。古德里科於1784年發現的。仙王座 變星是一種變化的恆星，其特性由質量和距離兩個因素決定。而且，亮度是隨著星的質量的增加而增強，隨著與我 們的距離的增大而減弱。因此非常亮的仙王星或是非常大，或是離我們非常近。但要分清哪一個假設是真的，一般 是不可能的。但既然認為小麥哲倫雲中的所有仙王座變星到地球的距離大致是相同的，在這種情況下，可以不考慮 距離。如果發現小麥哲倫雲的一顆星比另一顆星亮，那我們就該明白我們就可斷定我們感覺較明的那顆星一定是兩 顆中較大的，而且事實上也是如此。李維特發現在小麥哲倫雲中，仙王座變星越明越亮，其變化週期越長，發光度 與週期之間存在著一致的關係。 那麼，假如你知道某特定的仙王座變星的距離，就可測得它的週期。根據這些條件，你可以確定它的發光度， 並得到由李維特發現的發光度週期曲線圖。那麼，你可以研究任何其他的仙王座變星。根據它的週期，透過李維特 的曲線圖，可知道它的發光度，再以此為根據，可得到天空中這樣亮度的星星位於多遠處。用這種“仙王座變星的 標準”可測量星星的距離，但因距離太遠而產生了測量誤差。可是，我們明白，由於視差，即使是最近的仙王座變 星也因為離我們太遠而無法確定它的距離，所以我們沒有距離圖表，而它必須是首先建立的。 然而，在1913年，赫茨希普魯（發現了紅色巨星）透過細緻的推理，設法解決了一些無視差的仙王座變星的距 離，這樣就建立了標準。在1914年，美國天文學家哈洛。夏普利把標準應用於他指定的不同的球狀星團中的仙王座 變星。他得到每個星團的距離，然後在它們各自的方位和距離上設計了它們的模式。這給他提供了所有球狀星團的 三維模型，他發現該模型形成了一個近似的天體球，它的中心在人馬座外幾千光年處。 夏普利認為球狀星團的範圍在銀河系中心，因而好像離我們很遠，這一假設是合理的。事實上，他過高地估計 了距離，如今，我們知道太陽不是位於銀河系中心或中心附近，而是向一側偏3000光年。 既然是這樣，為什麼我們沒覺得銀河在人馬座方向上比在其相反方向上要亮得多？事實上，某種程度上，銀河 在人馬座方向上要比在其他方向上亮且複雜，但是我們不能看到銀河系中心和邊緣。在銀河中雜亂分佈的暗星雲掩 蓋了那個方向上的絕大多數星星。也就是說，當我們看天空時所看到的只是銀河系的相當小的部分，它構成了距太 陽系最近的外部區域——我們的鄰居。如果只考慮銀河系的這部分，那我們就位於它的中心附近，但是我們離它的 實際中心還很遠。