M. Shapley trouva encore que la couleur des Céphéides était intimement liée à leur grandeur lumineuse absolue. Il devint ainsi possible de déterminer leurs distances relatives dès que l’on connaît leur couleur. Enfin la longueur de leur période (de variabilité) peut aussi servir pour déterminer cette même distance relative.
Les Céphéides furent donc réparties par M. Shapley en deux sous-groupes, dont l’un a une période de plus de 24 heures, l’autre une période moindre. Les étoiles de ce deuxième sous-groupe ont une vitesse radiale très grande. Elle est d’environ 50 kilomètres par seconde. Les autres sont des « géants » dont la vitesse radiale est généralement de moins de 10 kilomètres. Les Céphéides à période courte sont d’environ 100 fois plus brillantes que le soleil, et elles sont à peu près uniformément distribuées autour de lui. Au contraire les Céphéides « géants » sont de 2 000 à 10 000 fois plus brillants que le soleil, et se rencontrent de préférence dans les régions galactiques.
Les Céphéides à périodes courtes sont animées de vitesses radiales très grandes, de 52 à 196 kilomètres par seconde. La plupart d’entre elles sont situées à des distances moindres que 3 300 années-lumière de nous. Mais les plus distantes sont éloignées de plus de 20 000 années-lumière.
L’ensemble de ces résultats fit reconnaître à M. Shapley que les distances des amas globulaires étaient beaucoup plus grandes que celles auxquelles nous sommes habitués en considérant les étoiles. D’autre part ils ne se rencontrent ja-
