Tähtitieteessä kefeidimuuttujat ovat muuttuvia tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu tietyn ajan kuluessa tyypillisellä, säännöllisellä tavalla. Normaalisti tähtien keskellä olevan ydinfuusion aiheuttama ulospäin suuntautuva paine tasapainotetaan tähden painovoiman aiheuttamasta sisäänpäin kohdistuvasta paineesta ja tähti pysyy vakiona. Muuttuvat tähdet käyvät läpi laajentumis- ja supistumissyklin, joka vaikuttaa niiden kirkkauteen. Kefeidimuuttujissa syklin pituus kasvaa tähtien kirkkauden myötä ennustettavissa olevalla tavalla, joten kun ajanjakso mitataan, tähtitieteilijät voivat kertoa kefeidin todellisen kirkkauden ja laskea sen näennäisen kirkkauden maapallolla se on. Nämä muuttuvat tähdet ovat tärkeä väline mittaamaan etäisyyksiä muihin galakseihin.
Näiden tähtien uskotaan laajenevan ja supistuvan säännöllisin väliajoin heliumin ominaisuuksien vuoksi, joita ne sisältävät suuria määriä. Kun helium on täysin ionisoitunut, se on vähemmän läpinäkyvä sähkömagneettiselle säteilylle aiheuttaen sen lämpenemisen ja laajentumisen. Laajentuessaan se jäähtyy ja ionisoituu vähemmän, absorboi vähemmän lämpöä ja supistuu. Tämä johtaa säännölliseen laajentumis- ja supistumismalliin, jonka kirkkaus vaihtelee samanaikaisesti ja kestää 50–XNUMX päivää.
Kefeidimuuttujia on kahta päätyyppiä. Tyyppi I tai klassiset kefeidit ovat suhteellisen nuoria, erittäin kirkkaita tähtiä, jotka sisältävät suhteellisen suuren osan raskaimmista elementeistä, mikä osoittaa, että ne ovat muodostuneet alueille, joilla nämä elementit syntyivät vanhempien tähtien supernovaräjähdyksistä. Tyypin II kefeidit ovat vanhempia, vähemmän kirkkaita tähtiä, joissa on vähän raskaita elementtejä. On myös epänormaaleja kefeidejä, joilla on monimutkaisempia syklejä, ja kääpiökefeidejä. Klassiset kefeidit ovat kirkkaamman ja yksinkertaisten, säännöllisten syklien vuoksi hyödyllisempiä tähtitieteilijöille galaktisten etäisyyksien määrittämisessä.
Tähtitieteilijä Henrietta Leavitt löysi säännölliset vaihtelut kirkkaudessa ja kirkkauden ja syklin pituuden välisen kiinteän suhteen vuonna 1908 tutkiessaan näitä tähtiä Pienessä Magellaanipilvessä, pienessä galaksissamme lähellä omaa. Termi Cepheid -muuttujat tulee yhdestä Leavittin tutkimasta tähdestä, nimeltään delta Cephei. Koska Cepheid -muuttujan todellinen kirkkaus oli mahdollista määrittää sen ajanjaksolta, oli myös mahdollista määrittää sen etäisyys siitä, että Maalle saapuvan valon määrä on kääntäen verrannollinen etäisyyteen lähteeseen. Tällaisia tunnetun kirkkauden esineitä kutsutaan “vakio kynttilöiksi”.
Näiden laskelmien tulosten vertailu omassa galaksissamme oleville Cepheid -muuttujille parallaksilla lasketuilla etäisyyksillä vahvisti, että menetelmä toimi. Tyypin I kefeidit ovat jopa 100,000 13 kertaa kirkkaampia kuin aurinko. Tämä tarkoittaa, että ne voidaan havaita maapallon teleskoopilla muissa galakseissa jopa noin 56 miljoonan valovuoden päässä. Hubble -avaruusteleskooppi pystyi havaitsemaan nämä tähdet 20 miljoonan valovuoden etäisyydeltä. Kefeidimuuttujat vahvistivat XNUMX -luvun alussa, että maailmankaikkeus ulottui paljon pidemmälle kuin oma galaksimme, joka oli vain yksi monista.
Nämä tähdet olivat myös ensimmäinen vahva todiste maailmankaikkeuden laajentumisesta. Vuonna 1929 Edwin Hubble vertasi etäisyyksien mittauksia useisiin galakseihin, jotka saatiin käyttämällä kefeidimuuttujia, ja punaisen siirtymän mittauksia, jotka osoittivat kuinka nopeasti ne vetäytyivät meistä. Tulokset osoittivat, että galaksien vetäytymisnopeudet olivat verrannolliset niiden etäisyyteen ja johtivat Hubblen lain muotoiluun.