Cefeidy to gwiazdy pulsujące. Ich jasność rośnie i spada w regularnym cyklu, a długość tego cyklu jest związana z wewnętrzną jasnością gwiazdy. Cefeida o długim okresie jest jaśniejsza niż ta o krótkim okresie. Ta zależność, odkryta przez Henriettę Swan Leavitt w 1912 roku, uczyniła z cefeid kosmiczne punkty odniesienia.

Oto, jak to działa. Astronomowie mierzą okres cefeidy na podstawie jej krzywej blasku. Okres ten określa rzeczywistą jasność gwiazdy. Porównanie jasności rzeczywistej z jasnością obserwowaną pozwala określić odległość. Metoda ta działa w promieniu milionów lat świetlnych, dlatego cefeidy odegrały kluczową rolę w odkryciu Edwina Hubble'a, że ​​Wszechświat się rozszerza.

Cefeidy to młode, masywne gwiazdy, zazwyczaj żółte nadolbrzymy. Pulsują, ponieważ ich zewnętrzne warstwy są niestabilne na zmiany nieprzezroczystości. Kiedy gwiazda się kurczy, warstwa staje się bardziej nieprzezroczysta, zatrzymując ciepło i wypychając gwiazdę na zewnątrz. Kiedy się rozszerza, warstwa staje się mniej nieprzezroczysta, a gwiazda ponownie się kurczy. Cykl powtarza się z regularnością zegara.

Nie są to idealne wskaźniki odległości. Kurz może je przyćmić, a tłok może utrudniać pomiary. Pozostają jednak jednym z najbardziej wiarygodnych szczebli na kosmicznej drabinie odległości.