V astronomiji so spremenljivke cefeidov spremenljive zvezde, katerih svetlost se v določenem obdobju spreminja na značilen, pravilen način. Običajno je zunanji tlak zaradi jedrske fuzije v središču zvezde uravnotežen z notranjim pritiskom zaradi gravitacije zvezde in zvezda ostane pri konstantni velikosti in svetlosti. Spremenljive zvezde gredo skozi cikel širjenja in krčenja, ki vpliva na njihovo svetlost. Pri spremenljivkah Cefeida se dolžina cikla povečuje s svetlostjo zvezde na predvidljiv način, tako da lahko astronomi, ko se izmeri obdobje, povejo dejansko svetlost Cefeide in iz njene navidezne svetlosti na Zemlji izračunajo, kako oddaljena je je. Te spremenljive zvezde so pomembno orodje za merjenje razdalj do drugih galaksij.
Menijo, da se te zvezde širijo in krčijo v rednem ciklu zaradi lastnosti helija, ki ga vsebujejo v velikih količinah. Ko je helij popolnoma ioniziran, je manj prozoren za elektromagnetno sevanje, zaradi česar se segreje in razširi. Ko se širi, se ohladi in postane manj ioniziran, absorbira manj toplote in se krči. Posledica tega je reden vzorec širjenja in krčenja z vzporednimi spremembami svetlosti, ki trajajo od enega do približno 50 dni.
Obstajata dve glavni vrsti spremenljivk cefeidov. Tip I ali klasične cefeide so razmeroma mlade, zelo svetleče zvezde, ki vsebujejo relativno velik delež težjih elementov, kar kaže, da so nastale v regijah, kjer so ti elementi nastali zaradi eksplozij supernov starejših zvezd. Cefeide tipa II so starejše, manj svetleče zvezde z nizko vsebnostjo težkih elementov. Obstajajo tudi anomalne cefeide, ki imajo bolj zapletene cikle, in pritlikave cefeide. Klasične cefeide so zaradi svoje večje svetilnosti in preprostih, pravilnih ciklov za astronome bolj uporabne za določanje galaktičnih razdalj.
Redne spremembe v svetlosti in fiksno razmerje med svetlostjo in dolžino cikla je odkrila astronomka Henrietta Leavitt leta 1908, ko je preučevala te zvezde v Malem Magellanovem oblaku, majhni galaksiji blizu naši. Izraz spremenljivke Cepheid izhaja iz ene od zvezd, ki jih je preučil Leavitt, imenovane delta Cephei. Ker je bilo mogoče določiti dejansko svetlost spremenljivke Cefeide iz njenega obdobja, je bilo mogoče določiti tudi njeno oddaljenost od dejstva, da je količina svetlobe, ki doseže Zemljo, obratno sorazmerna z razdaljo do vira. Takšni predmeti znane svetlosti so znani kot “standardne sveče”.
Primerjava rezultatov teh izračunov za spremenljivke Cepheid znotraj naše galaksije z razdaljami, izračunanimi s paralakso, je potrdila, da je metoda delovala. Cefeide tipa I so do 100,000-krat svetlejše od Sonca. To pomeni, da jih je mogoče zaznati s teleskopi, ki temeljijo na Zemlji, v drugih galaksijah, oddaljenih do približno 13 milijonov svetlobnih let. Vesoljski teleskop Hubble je lahko zaznal te zvezde na razdalji 56 milijonov svetlobnih let. Cefeidne spremenljivke so v začetku 20. stoletja zagotovile potrditev, da se vesolje razprostira precej onkraj naše galaksije, ki je bila le ena izmed mnogih.
Te zvezde so zagotovile tudi prvi močan dokaz, da se vesolje širi. Leta 1929 je Edwin Hubble primerjal meritve razdalj do številnih galaksij, pridobljene z uporabo spremenljivk Cepheid, in meritve rdečega premika, ki so pokazale, kako hitro se odmikajo od nas. Rezultati so pokazali, da so hitrosti, s katerimi so se galaksije umikale, sorazmerne z njihovo razdaljo, kar je pripeljalo do formulacije Hubblovega zakona.