Cefeidy patří do skupiny proměnných hvězd, přesněji mezi hvězdy s fyzickou příčinou proměnnosti. Jedná se o velmi jasné hvězdy, které svou jasnost mění ve velmi pravidelných intervalech. Svůj název dostaly podle hvězdy Delta Cephei, nacházející se v souhvězdí Cefeus. Tato hvězda je v dosahu viditelnosti pouhým okem. Stala se tak vůbec první známou hvězdou tohoto typu.
Pokud budeme porovnávat rozměry hvězd, zjistíme že Cefeidy patří mezi žluté až oranžové veleobry, nacházející se vysoko nad hlavní posloupností v HRD (Hertsprunglův – Russelův diagram) v rozmezí spektrálních tříd F až K. Tyto hvězdy patří do I. galaktické populace. Lze je najít poblíž galaktické roviny a také se vyskytují v otevřených hvězdokupách.
Cefeidy jsou však díky vysokému zářivému výkonu pozorovány nejen ve vzdálených hvězdokupách, ale i v jiných, byť nejbližších galaxiích. Změna ve světelné křivce (amplituda) dosahuje rozdílu mezi maximem a minimem do 2. magnitud. Perioda zářivého výkonu se opakuje velmi přesně v intervalu 1 den až 70 dní. Většina Cefeid má však periodu jasnosti kolem 5 – 6 dní. Závislost zářivého výkonu na čase lze vyjádřit křivkou, která je pro Cefeidy typická. Podobnou křivku dostaneme při zjišťování radiálních rychlostí.
Jak a kdy Cefeidy vlastně vznikají a co je příčinou jejich pulzace? Cefeidou se může stát hvězda, která má dostatečnou hmotnost a je na konci svého vývojového stádia na hlavní posloupnosti HRD a přechází do oblasti obrů. Hvězdné nitro prošlo určitou chemickou změnou. Vodíkové jádro se změnilo na heliové. Uvnitř hvězdy je dvakrát ionizované hélium, přes které relativně snadno prochází elektromagnetické záření z nitra hvězdy. Ve vrstvách poblíž povrchu je ale pouze jedenkrát ionizované helium, které má vůči záření větší opacitu (světelný odpor). Lze tedy říci, že vnější vrstva více brání průchodu záření.
Tato vnější vrstva se postupně ohřívá a tím se i ionizuje a zároveň zprůhlední. To se projeví zjasněním hvězdy. Množství absorbovaného záření je ale malé, a tak se tato vrstva nestačí dostatečně ohřívat a dojde k jejímu ochlazení. To má ze následek, že stupeň ionizace klesne a tím je vrstva pro záření opět méně průhledná. Postupně se děj, tedy střídavé ohřívání a ochlazování vnější vrstvy periodicky opakuje, což se projevuje jednak pulzacemi hvězdy, tedy pravidelnými změnami objemu této vrstvy a zároveň ve změně jasnosti hvězdy.
Cefeidy jsou pro astronomii velmi důležité. Nechají se pomocí nich měřit vzdálenosti objektů ve vesmíru. Na základě změny jasnosti a periody T je možné určit absolutní hvězdnou velikost M. Pak již stačí pomocí Pogsonovy rovnice určit absolutní hvězdnou velikost a tím zjistit fotometrickou paralaxu hvězdy. Fotometrickou proto, že byla zjištěna na základě měření jasnosti hvězdy. Pokud známe paralaxu, pak lze pomocí trigonometrie vypočítat, v jaké vzdálenosti se daný objekt nachází. Díky této vlastnosti jsou Cefeidy označovány jako standardní svíčky.
