As variáveis ​​cefeidas são estrelas que pulsam. O seu brilho aumenta e diminui num ciclo regular, e a duração desse ciclo está ligada à luminosidade intrínseca da estrela. Uma cefeida com um período longo é mais brilhante do que uma com um período curto. Esta relação, descoberta por Henrietta Swan Leavitt em 1912, transformou as cefeidas em parâmetros cósmicos.

Funciona assim: os astrónomos medem o período de uma Cefeida a partir da sua curva de luz. O período indica o brilho real da estrela. Comparando o brilho real com o brilho aparente, determinam a distância. O método funciona em escalas de milhões de anos-luz, e é por isso que as Cefeidas foram essenciais para a descoberta de Edwin Hubble de que o universo está em expansão.

As cefeidas são estrelas jovens e massivas, tipicamente supergigantes amarelas. Pulsam porque as suas camadas externas são instáveis ​​​​a mudanças de opacidade. Quando a estrela se contrai, a camada torna-se mais baça, retendo o calor e empurrando a estrela para fora. Quando se expande, a camada torna-se menos baça e a estrela contrai-se novamente. O ciclo repete-se com uma regularidade precisa.

Não são indicadores de distância perfeitos. O pó pode obscurecê-los e a aglomeração pode confundir as medições. Mas continuam a ser um dos degraus mais fiáveis ​​na escala da distância cósmica.