Στην αστρονομία, οι μεταβλητές των Κηφείδων είναι μεταβλητά αστέρια των οποίων η φωτεινότητα αλλάζει σε μια ορισμένη περίοδο με χαρακτηριστικό, κανονικό τρόπο. Κανονικά, η εξωτερική πίεση από την πυρηνική σύντηξη στο κέντρο ενός άστρου εξισορροπείται από την εσωτερική πίεση λόγω της βαρύτητας του άστρου και το αστέρι παραμένει σε σταθερό μέγεθος και φωτεινότητα. Τα μεταβλητά αστέρια περνούν από έναν κύκλο διαστολής και συστολής που επηρεάζει τη φωτεινότητά τους. Στις μεταβλητές των Κηφείδων, η διάρκεια του κύκλου αυξάνεται με τη φωτεινότητα του άστρου με προβλέψιμο τρόπο, έτσι ώστε όταν μετράται η περίοδος, οι αστρονόμοι μπορούν να πουν την πραγματική φωτεινότητα του Κηφείδη και από τη φαινομενική φωτεινότητά του στη Γη, να υπολογίσουν πόσο μακριά είναι. Αυτά τα μεταβλητά αστέρια είναι ένα σημαντικό εργαλείο για τη μέτρηση των αποστάσεων από άλλους γαλαξίες.
Θεωρείται ότι αυτά τα αστέρια διαστέλλονται και συστέλλονται σε κανονικό κύκλο λόγω των ιδιοτήτων του ηλίου, το οποίο περιέχουν σε μεγάλες ποσότητες. Όταν το ήλιο είναι πλήρως ιονισμένο, είναι λιγότερο διαφανές στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, με αποτέλεσμα να θερμαίνεται και να διαστέλλεται. Καθώς διαστέλλεται, ψύχεται και γίνεται λιγότερο ιονισμένο, απορροφώντας λιγότερη θερμότητα και συστέλλεται. Αυτό έχει ως αποτέλεσμα ένα κανονικό μοτίβο διαστολής και συστολής, με παράλληλες διακυμάνσεις στη φωτεινότητα, με περίοδο που κυμαίνεται από μία έως περίπου 50 ημέρες.
Υπάρχουν δύο κύριοι τύποι μεταβλητών Κηφειδών. Ο Τύπος Ι, ή οι Κλασικοί Κηφείδες, είναι σχετικά νέα, εξαιρετικά φωτεινά αστέρια, που περιέχουν σχετικά μεγάλη αναλογία βαρύτερων στοιχείων, υποδεικνύοντας ότι σχηματίστηκαν σε περιοχές όπου αυτά τα στοιχεία δημιουργήθηκαν από τις εκρήξεις σουπερνόβα παλαιότερων αστεριών. Οι Κηφείδες Τύπου II είναι παλαιότερα, λιγότερο φωτεινά αστέρια που έχουν χαμηλή περιεκτικότητα σε βαριά στοιχεία. Υπάρχουν επίσης Ανώμαλοι Κηφείδες, που έχουν πιο σύνθετους κύκλους, και Νάνοι Κηφείδες. Οι κλασικοί Κηφείδες, λόγω της μεγαλύτερης φωτεινότητας και των απλών, τακτικών κύκλων τους, είναι πιο χρήσιμοι στους αστρονόμους για τον προσδιορισμό των γαλαξιακών αποστάσεων.
Οι τακτικές διακυμάνσεις στη φωτεινότητα και η σταθερή σχέση μεταξύ φωτεινότητας και μήκους κύκλου ανακαλύφθηκαν από την αστρονόμο Henrietta Leavitt το 1908 όταν μελετούσε αυτά τα αστέρια στο Μικρό Νέφος του Μαγγελάνου, έναν μικρό γαλαξία κοντά στον δικό μας. Ο όρος μεταβλητές Κηφειδών προέρχεται από ένα από τα αστέρια που μελέτησε ο Leavitt, που ονομάζεται δέλτα Κηφεΐ. Δεδομένου ότι ήταν δυνατό να προσδιοριστεί η πραγματική φωτεινότητα μιας μεταβλητής των Κηφείδων από την περίοδο της, ήταν επίσης δυνατό να προσδιοριστεί η απόστασή της από το γεγονός ότι η ποσότητα του φωτός που φτάνει στη Γη είναι αντιστρόφως ανάλογη με την απόσταση από την πηγή. Τέτοια αντικείμενα γνωστής φωτεινότητας είναι γνωστά ως «τυποποιημένα κεριά».
Η σύγκριση των αποτελεσμάτων αυτών των υπολογισμών για τις μεταβλητές των Κηφείδων μέσα στον δικό μας γαλαξία με αποστάσεις που υπολογίστηκαν από την παράλλαξη επιβεβαίωσε ότι η μέθοδος λειτούργησε. Οι Κηφείδες τύπου Ι είναι έως και 100,000 φορές πιο φωτεινοί από τον Ήλιο. Αυτό σημαίνει ότι μπορούν να ανιχνευθούν, με τηλεσκόπια που βασίζονται στη Γη, σε άλλους γαλαξίες σε απόσταση έως και 13 εκατομμυρίων ετών φωτός μακριά. Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble ήταν σε θέση να ανιχνεύσει αυτά τα αστέρια σε απόσταση 56 εκατομμυρίων ετών φωτός. Οι μεταβλητές των Κηφείδων παρείχαν επιβεβαίωση, στις αρχές του 20ου αιώνα, ότι το σύμπαν εκτεινόταν πολύ πέρα από τον δικό μας γαλαξία, που ήταν μόνο ένας από τους πολλούς.
Αυτά τα αστέρια παρείχαν επίσης την πρώτη ισχυρή απόδειξη ότι το σύμπαν διαστέλλεται. Το 1929, ο Έντουιν Χαμπλ συνέκρινε τις μετρήσεις των αποστάσεων με έναν αριθμό γαλαξιών, που ελήφθησαν χρησιμοποιώντας μεταβλητές Κηφειδών, και μετρήσεις μετατόπισης στο κόκκινο, που έδειχναν πόσο γρήγορα απομακρύνονταν από εμάς. Τα αποτελέσματα έδειξαν ότι οι ταχύτητες με τις οποίες υποχωρούσαν οι γαλαξίες ήταν ανάλογες της απόστασής τους και οδήγησαν στη διατύπωση του νόμου του Hubble.