Figura 5-3-5: Curva de luz de la cefeida de la población II W Vir. Sí se compara con la de d Cephei se ve que ésta muestra máximos más planos que caracterizan a las curvas de luz de la población II. En la parte de abajo de se muestra la curva de velocidad radial.

En 1952 Baade mostró que había dos tipos de Cefeidas: las Cefeidas clásicas y las estrellas W Virginis, ambos tipos obedecían la relación período-luminosidad, pero las W Vir, de un período dado, eran 1.5 magnitud más débiles que las Cefeidas clásicas del mismo período. La diferencia se debe a que las Cefeidas clásicas son objetos jóvenes de la población I, mientras que las W Vir son estrellas viejas de la población II. En los demás aspectos las dos clases de variables son similares.

Al principio se usaron los dos tipos de variables para calibrar la relación período-luminosidad y las distancias obtenidas eran menores. Cuando se corrigió el error y se usa la relación período-luminosidad correcta (que es la representada en la Figura 5-3-5) todas las distancias extragalácticas se duplicaron, el universo observable duplicó su tamaño en 1952.