Shapley había estudiado en el observatorio de Princeton con Henry Norris Russell, donde se especializó en estrellas binarias de eclipse. Éstas son estrellas dobles, tan cercanas en el cielo que parecen una estrella aun a través de los más poderosos telescopios, y están orientadas en el espacio de tal modo que periódicamente se eclipsan una a otra. Las variaciones en el brillo total del sistema les da una semejanza superficial con las genuinas estrellas variables, cuyo brillo cambia debido a pulsaciones internas. Así, Shapley llegó a estudiar también las estrellas variables. El conocimiento que obtuvo de este modo un poco indirecto fue muy útil, pues una clase de estrellas variables -las variables cefeidas- iban a brindar a la astronomía una manera de medir distancias a través del espacio interestelar y hasta intergaláctico. Gracias a las cefeidas, Shapley se ganaría un lugar en la historia como el primero que determinó la situación del Sol en la Vía Láctea.
Las cefeidas, como Shapley fue el primero en sostener, tienen pulsos, su brillo varía a medida que cambian de tamaño. Hablando en términos astrofísicos, son estrellas gigantes, con tres o má veces la masa del Sol, que pasan por un período de inestabilidad, lo cual ocurre cuando les queda poco hidrógeno como combustible y empiezan a usar el helio como tal. Lo maravilloso de ellas es que el período de cada cefeida -esto es, el tiempo que tarda en completar un ciclo de variación en su brillo- está directamente relacionado con su brillo intrínseco (es decir, su magnitud absoluta). Una vez que se conoce la magnitud absoluta de una estrella, es tarea simple calcular su distancia. Todo lo que el astrónomo tiene que hacer es medir su magnitud aparente y luego aplicar la fórmula según la cual el brillo disminuye según el cuadrado de la distancia. Por ejemplo, si tenemos dos variables cefeidas con el mismo periodo, podemos suponer que tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta. Si la magnitud aparente de una es cuatro veces mayor que la de la otra, inferimos (dejando de lado complicaciones tales como la interposición de una nube interestelar) que la estrella más oscura está dos veces más lejos.
La relación entre la periodicidad y la magnitud absoluta de las variables cefeidas fue descubierta en 1912 por Henrietta Swan Leavitt, una de una serie de mujeres contratadas por bajos salarios para trabajar como "computadoras" en el observatorio de la Universida
d de Harvard en Cambridge, Massachusetts. Leavitt pasaba sus días examinando placas fotográficas tomadas con el telescopio refractor de 60 centímetros de la estación de Harvard en Arequipa, Perú. Una de sus tareas era identificar estrellas variables. Esto requería comparar miles de imágenes de estrellas puntuales en placas tomadas en fechas diferentes, en busca de cambios en el brillo. Era una tarea laboriosa, considerada demasiado insignificante para requerir el tiempo de un astrónomo experimentado. Leavitt pasó miles de horas en ella, y de este modo adquirió un excepcional grado de familiaridad con el cielo meridional.
Se le asignó una región que incluye las Nubes de Magallanes. Así llamadas porque atrajeron la atención de Magallanes y su tripulación en su viaje alrededor del mundo, las Nubes de Magallanes son dos grandes manchas filamentosas de una luz de brillo suave que parecen tramos separados de la Vía Láctea. Sabemos hoy, cosa que no sabían Leavitt ni sus contemporáneos, que las Nubes son galaxias cercanas y que, por ende, sus estrellas están todas a la misma distancia, aproximadamente, de nosotros, como luciérnagas en un campo durante la noche. Esto representa que toda diferencia significativa en las magnitudes aparentes de estrellas de las Nubes de Magallanes son producto de diferencias reales en sus magnitudes aboslutas y no del efecto de distancias diferentes. Gracias a esta feliz circunstancia, al estudiar las variables cefeidas en las Nubes de Magallanes, Leavitt pudo observar una correlación entre su brillo y su período de variación: cuanto más brillante es la cefeida, tanto más largo es su ciclo de variación. La función período-luminosidad que descubrió Leavitt se convertiría en la piedra angular de la medición de distancias en la Vía Láctea y más allá.
Shapley, dispuesto a hacer el mapa estelar de la Vía Láctea, recurrió a las cefeidas con gran entusiasmo. Usando el gran telescopio de 1,50 metros de Monte Wilson, fotografió los cúmulos globulares de estrellas -espectaculares conjuntos de cientos de miles a millones de estrellas-, identifcó variables cefeidas en todos ellos y luego empleó las cefeidas para calcular las distancias de los cúmulos. "Los resultados son un continuo placer", escribió el astrónomo Jacobus Kapteyn en 1917. "Dadme tiempo suficiente y resolveré el problema." La recompensa llegó más pronto de lo que Shaplay esperaba, y después de unos meses le escribió al astrofísico Arthur Stanley Eddington: "Ahora bien, con sorprendente rapidez y claridad, ellos [los cúmulos globulares] parecen haber dilucidado toda la estructura sidérea".
Shapley había descubierto que los cúmulos globulares están distribuidos a través de una extensión esférica de espacio, como si formasen parte de un enorme cúmulo mataglobular, y que el centro de esta esfera no está nada cerca del Sol, sino que está lejos hacia el sur, más allá de las estrellas de Sagitario. En un salto intuitivo magníficamente osado, Shapley conjeturó entonces -exactamente, como se demostró- que el centro del ámbito de los cúmulos globulares son una especie de armazón, un vago esqueleto de toda la Vía Láctea, los... mejores indicadores de su extensión y orientación". Si es así, el Sol está lejos del centro de la galaxia. "El sistema solar ya no puede mantener una posición central", afirmó Shapley.
El triunfo de Shapley sólo fue empañado por sus cálculos de las distancias. Anteriormente se había calculado el diámetro de la Vía Láctea -por varios investigadores, Shapley entre ellos- en una cantidad que oscilaba entre quince y veinte mil años-luz. Ahora, disponiendo de su trabajo sobre las variables cefeidas, Shapley llegó a la conclusión de que la cifra correcta era unos trescientos mil años-luz, más de diez veces mayor que las dimensiones que admitían sus contemporáneos, y tres veces más que las estimaciones más generosas aceptadas hoy.
Varios errores contribuyeron al cuadro inflado que hizo Shapley e la Vía Láctea. Como uchos de sus contemporáneos, subestimaba la medida en que las nubes de gas y polvo interestelar oscurecían las imágenes de las estrellas distantes, haciéndolas parecer más lejanas de lo que realmente están. Además, suponía que las variables cefeidas que observó en los cúmulos globulares eran esencialmente indénticas a las que Henrietta Leavitt había encontrado en las Nubes de Magallanes; en realidad, como descubrirían Walter Baade y otros astrofísicos, las variables de los cúmulos son menos masivas e intrínsecamente menos brillantes, y por lo tanto menos distantes de lo que se puede inferir de una comparación directa de sus períodos con los de sus primas más jóvenes. Las inexactitudes de este género son comunes en la avanzada de la ciencia, pero tuvieron el doloroso efecto de inducir a Shapley a pensar erróneamente que la Vía Láctea no era un galaxia entre muchas, sino un sistema de dimensiones únicas. Empezó a concebir la Vía Láctea como si fuese más o menos el universo entero, y a considerar las nebulosas espirales como sólo sus subordinadas o sus satélites.
Por estas y quizás por razones psicológicas más sutiles también, Shapley llegó a sentir un interés personal en la defensa de lo que él llamaba "las enormes y omnífodas" dimensiones de la galaxia cuyo mapa estelar había hecho. Llamó a esta concepción su hipótesis de la "gran galaxia" [big galaxy]. Quienes estaban de acuerdo con él tendía a interpretar la palabra big en el sentido de su etimología noruega, de bugge, que significa "importante". Quienes discrepaban preferían la etimología latina, de buccae, por "hinchado".
