U astronomiji, varijable Cefeida su promjenjive zvijezde čiji se sjaj mijenja tijekom određenog razdoblja na karakterističan, pravilan način. Normalno, vanjski tlak nuklearne fuzije u središtu zvijezde uravnotežen je unutarnjim pritiskom zbog gravitacije zvijezde i zvijezda ostaje konstantne veličine i svjetline. Promjenjive zvijezde prolaze kroz ciklus širenja i skupljanja koji utječe na njihov sjaj. U varijablama Cefeida, duljina ciklusa raste sa svjetlinom zvijezde na predvidljiv način, tako da kada se izmjeri period, astronomi mogu reći stvarnu svjetlinu Cefeida, a iz njegovog prividnog sjaja na Zemlji izračunati koliko je udaljen to je. Ove promjenjive zvijezde važan su alat za mjerenje udaljenosti do drugih galaksija.
Smatra se da se te zvijezde šire i skupljaju u redovitom ciklusu zbog svojstava helija kojeg sadrže u velikim količinama. Kada je helij potpuno ioniziran, manje je proziran za elektromagnetsko zračenje, zbog čega se zagrijava i širi. Kako se širi, hladi se i postaje manje ioniziran, apsorbira manje topline i skuplja se. To rezultira redovitim uzorkom širenja i skupljanja, s paralelnim varijacijama u svjetlini, s razdobljem u rasponu od jednog do oko 50 dana.
Postoje dvije glavne vrste varijabli Cefeida. Tip I, ili klasične cefeide, relativno su mlade, jako svjetleće zvijezde, koje sadrže relativno velik udio težih elemenata, što ukazuje da su nastali u područjima gdje su ti elementi stvoreni eksplozijama supernove starijih zvijezda. Cefeide tipa II su starije, manje svjetleće zvijezde koje imaju malo teških elemenata. Tu su i anomalne cefeide, koje imaju složenije cikluse, i patuljaste cefeide. Klasične cefeide, zbog svoje veće svjetlosti i jednostavnih, pravilnih ciklusa, korisnije su astronomima za određivanje galaktičkih udaljenosti.
Pravilne varijacije u svjetlini i fiksni odnos između sjaja i duljine ciklusa otkrila je astronomka Henrietta Leavitt 1908. godine kada je proučavala ove zvijezde u Malom Magelanovom oblaku, maloj galaksiji bliskoj našoj. Pojam varijable Cepheida dolazi od jedne od zvijezda koje je proučavao Leavitt, nazvane delta Cephei. Budući da je bilo moguće odrediti stvarnu svjetlinu varijable Cefeida iz njezina razdoblja, također je bilo moguće odrediti njezinu udaljenost od činjenice da je količina svjetlosti koja dopire do Zemlje obrnuto proporcionalna udaljenosti do izvora. Takvi objekti poznate svjetline poznati su kao “standardne svijeće”.
Usporedba rezultata ovih izračuna za varijable Cefeida unutar naše galaksije s udaljenostima izračunatim paralaksom potvrdila je da je metoda uspjela. Cefeide tipa I su do 100,000 13 puta svjetlije od Sunca. To znači da se mogu otkriti, teleskopima koji se temelje na Zemlji, u drugim galaksijama udaljenim do oko 56 milijuna svjetlosnih godina. Svemirski teleskop Hubble uspio je otkriti ove zvijezde na udaljenosti od 20 milijuna svjetlosnih godina. Cefeidne varijable dale su potvrdu, početkom XNUMX. stoljeća, da se svemir proteže daleko izvan naše vlastite galaksije, koja je bila samo jedna od mnogih.
Ove su zvijezde također pružile prvi jak dokaz da se svemir širi. Godine 1929. Edwin Hubble je usporedio mjerenja udaljenosti do brojnih galaksija, dobivena pomoću varijabli Cefeida, i mjerenja crvenog pomaka, što je pokazalo koliko se brzo udaljuju od nas. Rezultati su pokazali da su brzine kojima su se galaksije povlačile proporcionalne njihovoj udaljenosti, te su doveli do formulacije Hubbleovog zakona.