Cepheiden sind Sterne, deren Helligkeit in einem regelmäßigen Zyklus schwankt. Die Länge dieses Zyklus hängt mit der Eigenleuchtkraft des Sterns zusammen. Ein Cepheide mit einer langen Periode ist heller als einer mit einer kurzen. Diese Beziehung, die Henrietta Swan Leavitt 1912 entdeckte, machte Cepheiden zu kosmischen Messlatten.

So funktioniert es: Astronomen messen die Periode eines Cepheiden anhand seiner Lichtkurve. Die Periode gibt die tatsächliche Helligkeit des Sterns an. Der Vergleich der tatsächlichen mit der scheinbaren Helligkeit ermöglicht die Bestimmung der Entfernung. Diese Methode funktioniert über Millionen von Lichtjahren, weshalb Cepheiden für Edwin Hubbles Entdeckung der Expansion des Universums von entscheidender Bedeutung waren.

Cepheiden sind junge, massereiche Sterne, typischerweise gelbe Überriesen. Sie pulsieren, weil ihre äußeren Schichten auf Schwankungen der Transparenz reagieren. Zieht sich der Stern zusammen, wird die Schicht undurchsichtiger, speichert Wärme und drückt den Stern nach außen. Dehnt er sich aus, wird die Schicht weniger undurchsichtig, und der Stern zieht sich erneut zusammen. Dieser Zyklus wiederholt sich mit uhrwerkartiger Regelmäßigkeit.

Sie sind keine perfekten Entfernungsmesser. Staub kann ihre Sichtbarkeit beeinträchtigen, und Menschenmengen können die Messungen verfälschen. Dennoch gehören sie zu den zuverlässigsten Hilfsmitteln zur Bestimmung kosmischer Entfernungen.