În astronomie, variabilele cefeide sunt stele variabile a căror luminozitate se modifică într-o anumită perioadă într-un mod caracteristic, regulat. În mod normal, presiunea exterioară a fuziunii nucleare în centrul unei stele este echilibrată de presiunea interioară datorită gravitației stelei, iar steaua rămâne la o dimensiune și o luminozitate constante. Stelele variabile trec printr-un ciclu de expansiune și contracție care le afectează luminozitatea. În variabilele Cefeide, lungimea ciclului crește odată cu luminozitatea stelei într-un mod previzibil, astfel încât, atunci când perioada este măsurată, astronomii pot spune luminozitatea reală a Cefeidei și, din luminozitatea sa aparentă pe Pământ, să calculeze cât de îndepărtat. este. Aceste stele variabile sunt un instrument important pentru măsurarea distanțelor față de alte galaxii.
Se crede că aceste stele se extind și se contractă într-un ciclu regulat din cauza proprietăților heliului, pe care le conțin în cantități mari. Când heliul este complet ionizat, este mai puțin transparent la radiația electromagnetică, ceea ce îl face să se încălzească și să se extindă. Pe măsură ce se extinde, se răcește și devine mai puțin ionizat, absorbind mai puțină căldură și contractându-se. Acest lucru are ca rezultat un model regulat de expansiune și contracție, cu variații paralele de luminozitate, având o perioadă cuprinsă între una și aproximativ 50 de zile.
Există două tipuri principale de variabile cefeide. Tipul I, sau Cefeidele clasice, sunt stele relativ tinere, foarte luminoase, care conțin o proporție relativ mare de elemente mai grele, ceea ce indică faptul că s-au format în regiunile în care aceste elemente au fost create de exploziile de supernove ale stelelor mai vechi. Cefeidele de tip II sunt stele mai vechi, mai puțin luminoase, care au un conținut scăzut de elemente grele. Există, de asemenea, Cefeide Anomale, care au cicluri mai complexe, și Cefeide Pitice. Cefeidele clasice, datorită luminozității lor mai mari și a ciclurilor simple și regulate, sunt mai utile astronomilor pentru determinarea distanțelor galactice.
Variațiile regulate ale luminozității și relația fixă dintre luminozitate și lungimea ciclului au fost descoperite de astronomul Henrietta Leavitt în 1908, când studia aceste stele în Micul Nor Magellanic, o mică galaxie apropiată de a noastră. Termenul de variabile Cepheid provine de la una dintre stelele studiate de Leavitt, numită delta Cephei. Deoarece a fost posibil să se determine luminozitatea reală a unei variabile Cefeide din perioada sa, a fost posibil și să se determine distanța acesteia față de faptul că cantitatea de lumină care ajunge pe Pământ este invers proporțională cu distanța până la sursă. Astfel de obiecte cu luminozitate cunoscută sunt cunoscute sub denumirea de „lumânări standard”.
Compararea rezultatelor acestor calcule pentru variabilele cefeide din propria galaxie cu distanțele calculate prin paralaxă a confirmat că metoda a funcționat. Cefeidele de tip I sunt de până la 100,000 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Aceasta înseamnă că pot fi detectate, prin telescoape bazate pe Pământ, în alte galaxii la aproximativ 13 milioane de ani lumină distanță. Telescopul spațial Hubble a fost capabil să detecteze aceste stele la o distanță de 56 de milioane de ani lumină. Variabilele cefeide au oferit confirmarea, la începutul secolului al XX-lea, că universul s-a extins cu mult dincolo de propria noastră galaxie, care a fost doar una dintre multe.
Aceste stele au oferit și primele dovezi puternice că universul se extinde. În 1929, Edwin Hubble a comparat măsurătorile distanțelor la un număr de galaxii, obținute folosind variabilele Cefeide, și măsurătorile deplasării spre roșu, care indicau cât de repede se îndepărtează de noi. Rezultatele au arătat că vitezele la care se retrăgeau galaxiile au fost proporționale cu distanța lor și au condus la formularea Legii lui Hubble.