ケフェイド変光星は、明るさが周期的に変化する恒星です。その明るさは規則的な周期で増減し、その周期の長さは恒星本来の光度と密接に関係しています。周期の長いケフェイド変光星は、周期の短いものよりも明るいのです。この関係は、1912年にヘンリエッタ・スワン・リービットによって発見され、ケフェイド変光星は宇宙における明るさの尺度として用いられるようになりました。

仕組みはこうだ。天文学者はケフェイド変光星の光度曲線から周期を測定する。周期から星の真の明るさがわかる。真の明るさと見かけの明るさを比較することで距離が算出される。この方法は数百万光年にも及ぶ範囲で有効であり、そのためケフェイド変光星はエドウィン・ハッブルによる宇宙膨張の発見に不可欠な役割を果たした。

ケフェイド変光星は、若い大質量星、典型的には黄色の超巨星です。外層の不透明度の変化に不安定なため、脈動します。星が収縮すると、外層の不透明度が増し、熱を閉じ込めて星を外側へ押し出します。星が膨張すると、外層の不透明度が減り、再び収縮します。このサイクルは時計のように規則正しく繰り返されます。

これらは完璧な距離指標ではない。塵によって光が弱まることもあるし、天体が密集していると測定が難しくなることもある。しかし、宇宙の距離を測る上で最も信頼できる指標の一つであることに変わりはない。