Már a 18. században felfedezték, hogy vannak olyan csillagok, melyek látszó fényessége periodikusan változik (felváltva fényesebb és halványabb), ezeket elnevezték változócsillagoknak. Később kiderült, hogy rengeteg oka lehet a fényesség periodikus változásának, ezért idővel a változócsillagok között fajtákat különítettek el, az egyiket cefeidáknak nevezték el, ezek olyan csillagok, melyek 4-5 naptömegűek, luminozitásuk néhány ezerszerese a Napénak, és ez néhány napos, néhány hetes periódussal $1,6\dots 4,7$-szeresen ingadozik (magnitúdóban a fényességingadozás $0,5\dots 1,7$). A cefeidák névadója a $\delta \ Cephei$ nevű csillag, melyről már 1784-ben megfigyelték, hogy 4,5 napos periodusidővel változtatja a fényességét.
Szigorú értelemben a Nap is változócsillag, hiszen 11 éves periódussal szabályosan ingadozik a sugárzási összteljesítménye (luminozitása), de ezek a kilengések az átlagos értéktől mindössze egy ezreléknyi értékűek.
Henrietta Leavitt amerikai csillagásznő munkatársaival a 20. század elején közel 2000 változócsillag fényét vizsgálta a Kis Magellán-felhőben, ami a nevével ellentétben nem felhő vagy köd (azaz kis sűrűségű gaz alkotja), hanem egy extragalaxis (tehát a mi galaxisunkon, a Tejútrendszeren kívüli galaxis). Mivel az extragalaxisok közül ez az egyik legközelebbi, ezért komolyabb távcsövekkel az egyes csillagai is megfigyelhetők. Ráadásul törpegalaxis, így a csillagainak tőlünk vett távolságát nagyjából azonosnak vehetjük (a galaxisok "ritkásan" töltik ki a világűrt, vagyis átmérőjeik általában jóval kisebb, mint a köztük lévő távolságok), így a látszó fényességük arányosnak vehető az abszolút fényességükkel (vagyis ha egy csillag a távcsöveinkben halványabb a másiknál, az nem azért van, mert hogy messzebb van, hanem mert ő kevesebbet sugároz a másiknál). A csillagászatban ugyanis gyakran nehéz egy objektum távolságának megmérése, így ez ekkor nem jelentett problémát.
Henrietta Leavitt (a fenti képen) 1912-ben publikálta cikkét, melyben a vizsgált 25 cefeida változócsillagra azt találta, hogy a fényességváltozásuk periódusideje és a látszó fényességük között összefüggés van:
A bal ábrán a cefeidák minimális és maximális látszó fényességei szerepelnek a (nap egységben mért) \(T\) periódusidő függvényben. A jobb oldali ábrán szintén a minimális és maximális látszó fényességek szerepelnek, de itt a periódusidő logaritmusának \((\log{T})\) függvényében. Látható, hogy elég jól illeszkedik mind a 25 csillag adata egy (nem origón átmenő) egyenesre.
Miért nem szép egyenesre illeszkednek a pontok? Egyrészt mert a Kis‑Magellán felhő távolsága tőlünk kb. 200 000 fényév, míg az átmérője 7000 fényév. Vagyis vannak benne hozzánk közelebb és tőlünk távolabb lévő csillagok, a távolságaik akár $3\unicode{x2013} 4\%$‑kal is különbözhetnek.
Mivel a Leavitt által vizsgált cefeidák szinte azonos távolságra vannak tőlünk, ezért ha a látszó fényességük periódusidejükből egyértelműen következik a látszó fényességük, akkor az abszolút fényességük is, így a luminoitásuk is. Emiatt Levitt felfedezését nemcsak periódus–fényesség-összefüggésnek, hanem periódus–luminozitás-összefüggésnek is nevezzük (PL-reláció).
A felfedezés azért nagy jelentőségű, mert ez alapján ha egy cefeida típusú változócsillagot találunk bárhol az Univerzumban, akkor a periódusidejének megmérése után meg tudjuk mondani, hogy milyen fényesnek látnánk, ha a Kis Magellán-felhő távolságában lenne tőlünk. Azonnal felmerült a gondolat, hogy mérjük meg a Kis Magellán-felhő ominózus 25 cefeidáinak távolságát (valamilyen független módszerrel, például parallaxissal), így ezen cefeidának már nemcsak a látszó fényességét fogjuk tudni, hanem az abszolút fényességét is. Hertzsprung ezt meg is tette, ezzel "bekalibrálta" a cefeidák távolságmérési eljárását. Innentől kezdve csak vadászni kellett bárhol cefeidákra, aztán a periódusidejük és a fényességük megmérése után meg tudtuk mondani, hogy milyen messze van tőlünk. Kiiktattuk azt az ősi és alapvető problémát, hogy ha egy csillag halvány, akkor általában nem tudjuk, hogy vajon azért halvány, mert tényleg halvány (kicsi a luminozitása, keveset sugároz), vagy bár nagy a luminozitása, de messze van tőlünk (vagyis hiába sugároz sokat, annak csak kis része jut a mi - tőle távoli - távcsövünkbe). Ezt úgy szokás hívni, hogy a cefeidák "standard gyertyaként" szolgálnak. Lehet tudni, hogy adott periódusidejű cefeidának mekkora az abszolút fényessége. Ezért a cefeidák távolsága akkor is meghatározható, ha a parallaxis módszerhez már túlságosan távol vannak. Jelenleg (2016) parallaxis módszerrel csak a legfeljebb 10 ezer fényévre (3000 parszek) lévő csillagok távolsága határozható meg, ezzel szemben a legtávolabbi megfigyelt cefeida 29 millió parszek távolságra van, vagyis a cefeidák esetében a távolságuk akkor is meghatározható, ha 10 ezerszer távolabb vannak, mint amit a parallaxis módszer még mérni tud. (Számos egyéb távolságmérési módszer is létezik, a legtávolabb használható az "Ia" típusú szupernóvákon alapszik.)
Később kiderült, hogy a cefeidákon belül van I-es és II-es típus is, és mindkét csoportra külön létezik PL-reláció, továbbá az RR Lyrae nevű csillagfajtára is hasonló érvényes:
Később további csillagfajtákat is találtak, melyekre fennáll valamilyen periódus-luminozitás összefüggés:
