In der Astronomie sind Cepheiden-Variablen veränderliche Sterne, deren Helligkeit sich über einen bestimmten Zeitraum auf charakteristische, regelmäßige Weise ändert. Normalerweise wird der nach außen gerichtete Druck der Kernfusion im Zentrum eines Sterns durch den nach innen gerichteten Druck aufgrund der Schwerkraft des Sterns ausgeglichen und der Stern behält eine konstante Größe und Helligkeit. Variable Sterne durchlaufen einen Expansions- und Kontraktionszyklus, der ihre Helligkeit beeinflusst. Bei Cepheiden-Variablen nimmt die Länge des Zyklus mit der Helligkeit des Sterns auf vorhersehbare Weise zu, so dass Astronomen bei der Messung der Periode die tatsächliche Helligkeit des Cepheiden bestimmen und aus seiner scheinbaren Helligkeit auf der Erde berechnen können, wie weit entfernt es ist. Diese veränderlichen Sterne sind ein wichtiges Werkzeug, um die Entfernungen zu anderen Galaxien zu messen.
Es wird vermutet, dass sich diese Sterne aufgrund der Eigenschaften von Helium, das sie in großen Mengen enthalten, in einem regelmäßigen Zyklus ausdehnen und zusammenziehen. Wenn Helium vollständig ionisiert ist, ist es für elektromagnetische Strahlung weniger transparent, wodurch es sich erwärmt und ausdehnt. Wenn es sich ausdehnt, kühlt es ab und wird weniger ionisiert, nimmt weniger Wärme auf und zieht sich zusammen. Dies führt zu einem regelmäßigen Muster der Expansion und Kontraktion mit parallelen Helligkeitsschwankungen mit einer Periode im Bereich von einem bis etwa 50 Tagen.
Es gibt zwei Haupttypen von Cepheiden-Variablen. Typ I oder klassische Cepheiden sind relativ junge, sehr leuchtende Sterne, die einen relativ großen Anteil schwererer Elemente enthalten, was darauf hindeutet, dass sie in Regionen entstanden sind, in denen diese Elemente durch Supernova-Explosionen älterer Sterne entstanden sind. Cepheiden vom Typ II sind ältere, weniger leuchtende Sterne, die wenig schwere Elemente enthalten. Es gibt auch anomale Cepheiden, die komplexere Zyklen haben, und Zwergcepheiden. Klassische Cepheiden sind wegen ihrer größeren Leuchtkraft und einfachen, regelmäßigen Zyklen für Astronomen nützlicher, um galaktische Entfernungen zu bestimmen.
Die regelmäßigen Helligkeitsschwankungen und die feste Beziehung zwischen Helligkeit und Zykluslänge wurden 1908 von der Astronomin Henrietta Leavitt entdeckt, als sie diese Sterne in der Kleinen Magellanschen Wolke, einer kleinen Galaxie in der Nähe unserer eigenen, untersuchte. Der Begriff Cepheid-Variablen stammt von einem der von Leavitt untersuchten Sterne, dem Delta-Cephei. Da es möglich war, die tatsächliche Helligkeit einer Cepheiden-Variablen aus ihrer Periode zu bestimmen, war es auch möglich, ihre Entfernung daraus zu bestimmen, dass die Lichtmenge, die die Erde erreicht, umgekehrt proportional zur Entfernung zur Quelle ist. Solche Objekte bekannter Helligkeit werden als „Standardkerzen“ bezeichnet.
Der Vergleich der Ergebnisse dieser Berechnungen für Cepheiden-Variablen innerhalb unserer eigenen Galaxie mit Distanzen, die durch Parallaxe berechnet wurden, bestätigte, dass die Methode funktionierte. Cepheiden vom Typ I sind bis zu 100,000 Mal so hell wie die Sonne. Dies bedeutet, dass sie mit Teleskopen auf der Erde in anderen Galaxien bis zu einer Entfernung von etwa 13 Millionen Lichtjahren nachgewiesen werden können. Das Hubble-Weltraumteleskop konnte diese Sterne in einer Entfernung von 56 Millionen Lichtjahren nachweisen. Cepheiden-Variablen bestätigten Anfang des 20. Jahrhunderts, dass sich das Universum weit über unsere eigene Galaxie hinaus erstreckte, die nur eine von vielen war.
Diese Sterne lieferten auch den ersten starken Beweis dafür, dass sich das Universum ausdehnt. Im Jahr 1929 verglich Edwin Hubble Messungen der Entfernungen zu einer Reihe von Galaxien, die unter Verwendung von Cepheiden-Variablen erhalten wurden, und Rotverschiebungsmessungen, die anzeigten, wie schnell sie sich von uns entfernten. Die Ergebnisse zeigten, dass die Geschwindigkeiten, mit denen sich die Galaxien zurückzogen, proportional zu ihrer Entfernung waren, und führten zur Formulierung des Hubble-Gesetzes.