세페이드 변광성은 밝기가 주기적으로 변하는 별입니다. 이 별의 밝기는 일정한 주기로 오르내리는데, 그 주기의 길이는 별의 고유 광도와 관련이 있습니다. 주기가 긴 세페이드 변광성은 주기가 짧은 세페이드 변광성보다 더 밝습니다. 1912년 헨리에타 스완 리빗이 발견한 이 관계는 세페이드 변광성을 우주의 밝기를 측정하는 기준으로 만들었습니다.

작동 원리는 다음과 같습니다. 천문학자들은 세페이드 변광성의 광도 곡선에서 주기를 측정합니다. 이 주기를 통해 별의 실제 밝기를 알 수 있습니다. 실제 밝기와 겉보기 밝기를 비교하면 거리를 계산할 수 있습니다. 이 방법은 수백만 광년에 걸쳐 적용 가능하기 때문에 세페이드 변광성은 에드윈 허블이 우주의 팽창을 발견하는 데 필수적인 요소였습니다.

세페이드 변광성은 젊고 질량이 큰 별, 주로 황색 초거성입니다. 이들은 외층이 불투명도 변화에 불안정하기 때문에 맥동합니다. 별이 수축하면 외층의 불투명도가 높아져 열을 가두고 별을 바깥쪽으로 밀어냅니다. 반대로 팽창하면 외층의 불투명도가 낮아지고 별은 다시 수축합니다. 이 주기는 시계처럼 규칙적으로 반복됩니다.

완벽한 거리 측정 도구는 아닙니다. 먼지로 인해 빛이 희미해지고, 밀집된 환경에서는 측정이 어려워질 수 있습니다. 하지만 여전히 우주 거리를 측정하는 데 있어 가장 신뢰할 수 있는 지표 중 하나입니다.