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到仙女座星系這樣的深空天體的距離通常是用「標準燭光」來確定的，天文學家要在已知固有光度(實際亮度)的目標內尋找天體。任何發光物體的表觀亮度(我們目測的亮度)隨著天體和觀察者之間距離的平方減小而減小；所以，如果我們知道一個天體的固有光度，就可以測量表觀光度，並進行簡單的計算來得到天體的近似距離。這種「標準燭光」的一個例子就是所謂的造父變星。這些年輕、大質量、明亮的恆星(亮度大約是太陽的1000倍)在光度上有周期性的變化。
已經發現，造父變星的周期與其固有亮度有關，因此，如果測量恆星亮度變化的頻率，就可以計算出它的固有亮度，進而可以計算出到造父變星的距離。另一種常用的「標準燭光」是一種被稱為Ia型的超新星，是由一顆從伴星那裡奪得質量的白矮星坍縮造成的。天文學家認為，所有Ia型超新星都有大致相同的固有光度峰值(約-19.5)。同樣，由於固有光度是已知的，測量表觀光度可以計算到超新星的近似距離。由於超新星驚人的明亮，可以在很遠的距離內被觀測到，對於測量比仙女座星系更遠的天體（數十億光年）是非常理想的。
到仙女座星系的距離最早是由埃德溫·哈勃在20世紀20年代末確定的(但不準確)。哈勃使用了由亨利埃塔·勒維特在1911年左右首次發現的周期光度關係的校準形式。勒維特研究的是距離更近的小麥哲倫星雲(SMC)中的造父變星。這些恆星有一種特殊的性質，亮度會有規律地或周期性地變化。變星的亮度從最亮到最暗再到最亮的振蕩時間稱為恆星的周期。造父變星的名字源於它們是在仙王座被發現的。
勒維特發現她研究的造父變星的周期和它們表觀亮度之間是線性關係。因為所有這些造父變星都在小麥哲倫星雲，她推斷它們離地球的距離都差不多，所以它們的周期和它們的真實亮度(在標準距離下觀測的亮度)之間應該也存在線性關係。 若能知道一個物體的表觀的和真實的亮度，確定與它的距離就很簡單。可以使用平方反比定律。勒維特推測如果她可以計算到造父變星的距離，她就可以校準自己的線性關係來確定到任何造父變星的距離。
後來哈羅·沙普利校準了勒維特定律，所以哈勃在大約十年後才開始使用。哈勃控制著位於加州威爾遜山上的新的100英寸胡克望遠鏡，能夠使用萊維特定律觀察研究。他第一次能夠分辨仙女座星系中的單個恆星。他幸運地在仙女座中發現了一些造父變星。哈勃在這裡的工作中最重要的是，第一次明確地表明仙女座星系不是我們銀河系的一部分，而是一個完全獨立的星系，是一個「島嶼宇宙」。現在我們知道仙女座星系離我們大約有220萬光年遠。與銀河系大約5萬光年的半徑相比，就會發現哈勃當時的發現是多麼驚人。
相關知識
仙女座星系（Andromeda Galaxy，國際音標為：/andrmd/，也稱為梅西爾31、星表編號為M31和NGC 224，在舊文獻中曾經稱為仙女座星雲，在中國古代被稱為奎宿增廿一）是一個螺旋星系，距離地球大約250萬光年，是除麥哲倫雲（地球所在的銀河系的伴星系）以外最近的星系。[3]位於仙女座的方向上，是人類肉眼可見（3.4等星）最遠的深空天體。 仙女座星系被相信是本星系群中最大的星系，直徑約20萬光年，外表頗似銀河系。本星系群的成員有仙女星系、銀河系、三角座星系，還有大約50個小星系。但根據改進的測量技術和最近研究的數據結果，科學家現在相信銀河系有許多的暗物質，並且可能是在這個集團中質量最大的。
然而，史匹哲太空望遠鏡最近的觀測顯示仙女座星系有將近一兆（1012）顆恆星，數量遠比我們的銀河系多。[5]在2006年重新估計銀河系的質量大約是仙女座星系的50％，是7.1×1011M☉.[2]仙女座星系在適度黑暗的天空環境下很容易用肉眼看見，但是如此的天空僅存在於小鎮、被隔絕的區域、和離人口集中區域很遠的地方，只受到輕度光汙染的環境下。肉眼看見的仙女座星系非常小，因為它只有中心一小塊的區域有足夠的亮度，但是這個星系完整的角直徑有滿月的七倍大。
作者： Nidhi
FY:Kylin
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