Dalam astronomi, variabel Cepheid adalah bintang variabel yang kecerahannya berubah selama periode tertentu dengan cara yang khas dan teratur. Biasanya, tekanan luar dari fusi nuklir di pusat bintang seimbang dengan tekanan ke dalam karena gravitasi bintang dan bintang tetap pada ukuran dan kecerahan yang konstan. Bintang variabel melalui siklus ekspansi dan kontraksi yang memengaruhi kecerahannya. Dalam variabel Cepheid, panjang siklus meningkat dengan kecerahan bintang dengan cara yang dapat diprediksi, sehingga ketika periode diukur, para astronom dapat mengetahui kecerahan sebenarnya Cepheid, dan dari kecerahan yang tampak di Bumi, menghitung seberapa jauh ini. Bintang variabel ini merupakan alat penting untuk mengukur jarak ke galaksi lain.
Diperkirakan bahwa bintang-bintang ini mengembang dan berkontraksi dalam siklus yang teratur karena sifat helium, yang dikandungnya dalam jumlah besar. Ketika helium terionisasi penuh, helium kurang transparan terhadap radiasi elektromagnetik, menyebabkannya memanas dan mengembang. Saat mengembang, ia mendingin dan menjadi kurang terionisasi, menyerap lebih sedikit panas dan berkontraksi. Hal ini menghasilkan pola pemuaian dan penyusutan yang teratur, dengan variasi kecerahan yang paralel, memiliki periode mulai dari satu hingga sekitar 50 hari.
Ada dua jenis utama variabel Cepheid. Tipe I, atau Cepheid Klasik, adalah bintang yang relatif muda, sangat bercahaya, mengandung proporsi yang relatif besar dari unsur-unsur yang lebih berat, menunjukkan bahwa mereka terbentuk di daerah di mana unsur-unsur ini diciptakan oleh ledakan supernova dari bintang yang lebih tua. Cepheid Tipe II lebih tua, bintang kurang bercahaya yang rendah unsur-unsur berat. Ada juga Cepheid Anomali, yang memiliki siklus lebih kompleks, dan Cepheid Dwarf. Cepheid klasik, karena luminositasnya yang lebih besar dan siklusnya yang sederhana dan teratur, lebih berguna bagi para astronom untuk menentukan jarak galaksi.
Variasi reguler dalam kecerahan dan hubungan tetap antara kecerahan dan panjang siklus ditemukan oleh astronom Henrietta Leavitt pada tahun 1908 ketika dia mempelajari bintang-bintang ini di Awan Magellan Kecil, sebuah galaksi kecil yang dekat dengan galaksi kita. Istilah variabel Cepheid berasal dari salah satu bintang yang dipelajari oleh Leavitt, yang disebut delta Cephei. Karena dimungkinkan untuk menentukan kecerahan sebenarnya dari variabel Cepheid dari periodenya, juga dimungkinkan untuk menentukan jaraknya dari fakta bahwa jumlah cahaya yang mencapai Bumi berbanding terbalik dengan jarak ke sumbernya. Objek dengan kecerahan yang diketahui seperti itu dikenal sebagai “lilin standar.”
Perbandingan hasil perhitungan ini untuk variabel Cepheid dalam galaksi kita sendiri dengan jarak yang dihitung dengan paralaks menegaskan bahwa metode tersebut berhasil. Cepheid Tipe I memiliki kecerahan hingga 100,000 kali lebih terang dari Matahari. Ini berarti bahwa mereka dapat dideteksi, dengan teleskop yang berbasis di Bumi, di galaksi lain hingga sekitar 13 juta tahun cahaya jauhnya. Teleskop luar angkasa Hubble mampu mendeteksi bintang-bintang ini pada jarak 56 juta tahun cahaya. Variabel Cepheid memberikan konfirmasi, di awal abad ke-20, bahwa alam semesta meluas jauh melampaui galaksi kita sendiri, yang hanya salah satu dari banyak.
Bintang-bintang ini juga memberikan bukti kuat pertama bahwa alam semesta mengembang. Pada tahun 1929, Edwin Hubble membandingkan pengukuran jarak dengan sejumlah galaksi, yang diperoleh dengan menggunakan variabel Cepheid, dan pengukuran pergeseran merah, yang menunjukkan seberapa cepat mereka menjauh dari kita. Hasilnya menunjukkan bahwa kecepatan di mana galaksi-galaksi sedang surut sebanding dengan jaraknya, dan mengarah pada rumusan Hukum Hubble.