Astronomijā cefeīdu mainīgie ir mainīgas zvaigznes, kuru spilgtums noteiktā laika posmā mainās raksturīgā, regulārā veidā. Parasti ārējais spiediens no kodolsintēzes zvaigznes centrā tiek līdzsvarots ar iekšējo spiedienu zvaigznes gravitācijas dēļ, un zvaigzne paliek nemainīgā izmērā un spilgtumā. Mainīgās zvaigznes iziet cauri izplešanās un saraušanās ciklam, kas ietekmē to spilgtumu. Cefeīdas mainīgajos cikla garums palielinās līdz ar zvaigznes spilgtumu paredzamā veidā, lai, mērot periodu, astronomi varētu noteikt cefeīdas faktisko spilgtumu un pēc šķietamā spilgtuma uz Zemes aprēķināt, cik tālu ir tas ir. Šīs mainīgās zvaigznes ir svarīgs rīks, lai izmērītu attālumus līdz citām galaktikām.
Tiek uzskatīts, ka šīs zvaigznes izplešas un saraujas regulārā ciklā hēlija īpašību dēļ, ko tās satur lielos daudzumos. Kad hēlijs ir pilnībā jonizēts, tas ir mazāk caurspīdīgs elektromagnētiskajam starojumam, izraisot tā uzkaršanu un izplešanos. Paplašinoties, tas atdziest un kļūst mazāk jonizēts, absorbējot mazāk siltuma un saraujoties. Tas rada regulāru izplešanās un saraušanās modeli ar paralēlām spilgtuma izmaiņām, kuru periods svārstās no vienas līdz aptuveni 50 dienām.
Ir divi galvenie cefeīda mainīgo veidi. I tipa jeb klasiskās cefeīdas ir salīdzinoši jaunas, ļoti spožas zvaigznes, kas satur salīdzinoši lielu daļu smagāku elementu, kas liecina, ka tās veidojušās reģionos, kur šos elementus radīja vecāku zvaigžņu supernovas sprādzieni. II tipa cefeīdas ir vecākas, mazāk spožas zvaigznes, kurās ir maz smago elementu. Ir arī anomālās cefeīdas, kurām ir sarežģītāki cikli, un pundurcefeīdas. Klasiskās cefeīdas to lielāka spilgtuma un vienkāršu, regulāru ciklu dēļ ir noderīgākas astronomiem galaktisko attālumu noteikšanai.
Regulārās spilgtuma atšķirības un fiksētās attiecības starp spilgtumu un cikla garumu atklāja astronome Henrieta Levita 1908. gadā, kad viņa pētīja šīs zvaigznes Mazajā Magelāna mākonī, mazā galaktikā, kas ir tuvu mūsu galaktikā. Termins Cepheid mainīgie nāk no vienas no Levita pētītajām zvaigznēm, ko sauc par delta Cephei. Tā kā bija iespējams noteikt cefeīda mainīgā faktisko spilgtumu pēc tā perioda, bija iespējams noteikt arī tā attālumu no fakta, ka Zemi sasniedzošās gaismas daudzums ir apgriezti proporcionāls attālumam līdz avotam. Šādus objektus ar zināmu spilgtumu sauc par “standarta svecēm”.
Šo aprēķinu rezultātu salīdzinājums cefeīda mainīgajiem mūsu galaktikā ar attālumiem, kas aprēķināti pēc paralakses, apstiprināja, ka metode darbojās. I tipa cefeīdas ir līdz pat 100,000 13 reižu spilgtākas par Sauli. Tas nozīmē, ka tos var noteikt ar teleskopiem, kuru pamatā ir Zeme, citās galaktikās, kas atrodas līdz aptuveni 56 miljoniem gaismas gadu. Habla kosmiskais teleskops spēja atklāt šīs zvaigznes 20 miljonu gaismas gadu attālumā. Cefeīda mainīgie XNUMX. gadsimta sākumā sniedza apstiprinājumu tam, ka Visums sniedzās krietni tālāk par mūsu pašu galaktiku, kas bija tikai viena no daudzajām.
Šīs zvaigznes arī sniedza pirmos pārliecinošos pierādījumus tam, ka Visums paplašinās. 1929. gadā Edvīns Habls salīdzināja attāluma mērījumus līdz vairākām galaktikām, kas iegūti, izmantojot cefeīdas mainīgos, un sarkanās nobīdes mērījumus, kas liecināja par to, cik ātri tās attālinās no mums. Rezultāti parādīja, ka ātrums, ar kādu galaktikas atkāpās, bija proporcionāls to attālumam, un tas noveda pie Habla likuma formulēšanas.