ในทางดาราศาสตร์ตัวแปรเซเฟอิดเป็นดาวแปรแสงที่มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างในช่วงเวลาหนึ่งในลักษณะปกติ โดยปกติความดันภายนอกจากการหลอมนิวเคลียร์ในใจกลางดาวนั้นสมดุลกันด้วยแรงดันภายในเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวและดาวยังคงมีขนาดและความสว่างคงที่ ดาวแปรผันต้องผ่านวัฏจักรของการขยายตัวและการหดตัวที่มีผลต่อความสว่าง ในตัวแปรเซเฟอิดความยาวของวัฏจักรเพิ่มขึ้นตามความสว่างของดาวฤกษ์ในแบบที่สามารถคาดการณ์ได้ดังนั้นเมื่อทำการวัดระยะเวลานักดาราศาสตร์สามารถบอกความสว่างที่แท้จริงของเซเฟอิดและจากความสว่างที่ปรากฏบนโลก มันคือ. ดาวแปรแสงเหล่านี้เป็นเครื่องมือสำคัญในการวัดระยะทางสู่กาแลคซีอื่น ๆ
มันคิดว่าดาวเหล่านี้ขยายตัวและหดตัวในรอบปกติเนื่องจากคุณสมบัติของฮีเลียมซึ่งพวกมันบรรจุอยู่ในปริมาณมาก เมื่อฮีเลียมแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์มันจะมีความโปร่งใสน้อยต่อการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าทำให้มันร้อนขึ้นและขยายตัว เมื่อมันขยายตัวมันจะเย็นตัวลงและแตกตัวเป็นไอออนน้อยดูดซับความร้อนและหดตัวน้อยลง สิ่งนี้ส่งผลในรูปแบบปกติของการขยายตัวและการหดตัวโดยมีการเปลี่ยนแปลงของความสว่างแบบขนานโดยมีระยะเวลาตั้งแต่หนึ่งถึงประมาณ 50 วัน
ตัวแปรเซเฟอิดส์มีสองประเภทหลัก ๆ Type I หรือ Cepheids คลาสสิกเป็นดาวอายุน้อยที่ส่องสว่างค่อนข้างสูงซึ่งมีสัดส่วนขององค์ประกอบที่หนักกว่าค่อนข้างมากซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันก่อตัวขึ้นในภูมิภาคที่องค์ประกอบเหล่านี้ถูกสร้างขึ้นจากการระเบิดของซุปเปอร์โนวาของดาวอายุมากกว่า เซเฟอิดส์แบบที่สองมีอายุมากกว่าดาวที่ส่องสว่างน้อยกว่าซึ่งมีองค์ประกอบหนักน้อย นอกจากนี้ยังมีเซเฟอส์ผิดปกติซึ่งมีวงจรที่ซับซ้อนมากขึ้นและเซเฟอิดส์คนแคระ เซเฟอิดส์คลาสสิกเนื่องจากความส่องสว่างที่มากขึ้นและวัฏจักรปกติที่เรียบง่ายมีประโยชน์มากกว่าสำหรับนักดาราศาสตร์ในการกำหนดระยะทางกาแลคซี
นักดาราศาสตร์ Henrietta Leavitt ค้นพบความแตกต่างของความสว่างและความสัมพันธ์คงที่ระหว่างความสว่างและความยาวรอบในปี 1908 เมื่อเธอศึกษาดาวเหล่านี้ในเมฆแมกเจลแลนเล็ก ๆ ซึ่งเป็นกาแลคซีขนาดเล็กใกล้กับเรา ตัวแปรเซเฟอิดคำว่ามาจากหนึ่งในดาวฤกษ์ที่ได้รับการศึกษาโดย Leavitt เรียกว่า delta Cephei เนื่องจากเป็นไปได้ที่จะกำหนดความสว่างที่แท้จริงของตัวแปร Cepheid จากระยะเวลาของมันจึงเป็นไปได้ที่จะกำหนดระยะทางจากข้อเท็จจริงที่ว่าปริมาณของแสงที่มาถึงโลกนั้นแปรผกผันกับระยะทางกับแหล่งกำเนิด วัตถุดังกล่าวของความสว่างที่รู้จักกันเรียกว่า "เทียนมาตรฐาน"
การเปรียบเทียบผลลัพธ์ของการคำนวณเหล่านี้สำหรับตัวแปรเซเฟอิดภายในกาแลคซีของเราที่มีระยะทางคำนวณโดยพารัลแลกซ์ยืนยันว่าวิธีนี้ใช้ได้ผล Type I Cepheids มีความสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์ 100,000 เท่า ซึ่งหมายความว่าสามารถตรวจจับได้โดยกล้องโทรทรรศน์ที่อยู่บนโลกในกาแลคซีอื่น ๆ ซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 13 ล้านปีแสง กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลสามารถตรวจจับดาวเหล่านี้ได้ในระยะทาง 56 ล้านปีแสง ตัวแปรเซเฟอิดให้การยืนยันตั้งแต่ต้นศตวรรษที่ 20 ว่าจักรวาลขยายไปไกลกว่ากาแลคซีของเราเองซึ่งเป็นเพียงหนึ่งในหลาย ๆ
ดาวเหล่านี้ยังเป็นหลักฐานแรกที่บ่งบอกว่าจักรวาลกำลังขยายตัว ในปี 1929 เอ็ดวินฮับเบิลได้เปรียบเทียบการวัดระยะทางกับกาแลคซีจำนวนหนึ่งซึ่งได้รับโดยใช้ตัวแปรเซเฟอิดและการวัดเรดชิฟต์ซึ่งบ่งชี้ว่าพวกมันถอยห่างจากเราเร็วแค่ไหน ผลการวิจัยพบว่าความเร็วของกาแลคซีนั้นลดลงตามสัดส่วนของระยะทางและนำไปสู่การกำหนดกฎของฮับเบิล
