Astronomijoje cefeidų kintamieji yra kintamos žvaigždės, kurių šviesumas per tam tikrą laikotarpį kinta būdingai, reguliariai. Paprastai slėgis išorėje, atsirandantis dėl branduolių sintezės žvaigždės centre, yra subalansuotas į vidinį slėgį dėl žvaigždės gravitacijos, o žvaigždė išlieka pastovaus dydžio ir ryškumo. Kintamos žvaigždės pereina plėtimosi ir susitraukimo ciklą, kuris turi įtakos jų ryškumui. Cefeidų kintamuosiuose ciklo trukmė didėja nuspėjamai didėjant žvaigždės ryškumui, todėl, matuojant laikotarpį, astronomai gali nustatyti tikrąjį cefeidos ryškumą, o pagal tariamą jos ryškumą Žemėje apskaičiuoti, kokiu atstumu yra tai yra. Šios kintamos žvaigždės yra svarbi priemonė atstumams iki kitų galaktikų matuoti.
Manoma, kad šios žvaigždės plečiasi ir traukiasi reguliariu ciklu dėl helio, kurio jose yra dideli kiekiai, savybių. Kai helis yra visiškai jonizuotas, jis yra mažiau skaidrus elektromagnetinei spinduliuotei, todėl jis įkaista ir plečiasi. Plečiantis, jis atvėsta ir tampa mažiau jonizuotas, sugeria mažiau šilumos ir susitraukia. Dėl to atsiranda reguliarus išsiplėtimo ir susitraukimo modelis su lygiagrečiais ryškumo svyravimais, kurių laikotarpis svyruoja nuo vienos iki maždaug 50 dienų.
Yra du pagrindiniai cefeidų kintamųjų tipai. I tipas arba klasikinės cefeidos yra palyginti jaunos, stipriai šviečiančios žvaigždės, turinčios gana daug sunkesnių elementų, o tai rodo, kad jos susiformavo regionuose, kur šie elementai buvo sukurti dėl senesnių žvaigždžių supernovų sprogimų. II tipo cefeidai yra senesnės, mažiau šviečiančios žvaigždės, kuriose mažai sunkiųjų elementų. Taip pat yra anomalių cefeidų, kurių ciklai sudėtingesni, ir nykštukinių cefeidų. Klasikinės cefeidos dėl savo didesnio šviesumo ir paprastų, reguliarių ciklų yra naudingesnės astronomams nustatant galaktikos atstumus.
Reguliarus ryškumo svyravimus ir fiksuotą ryšį tarp ryškumo ir ciklo ilgio atrado astronomė Henrietta Leavitt 1908 m., kai ji tyrinėjo šias žvaigždes Mažajame Magelano debesyje, mažoje mūsų galaktikoje. Terminas Cepheid kintamieji kilęs iš vienos iš Leavitt tyrinėtų žvaigždžių, vadinamų delta Cephei. Kadangi iš jo laikotarpio buvo galima nustatyti tikrąjį cefeidinio kintamojo ryškumą, tai taip pat buvo įmanoma nustatyti jo atstumą iš to, kad Žemę pasiekiančios šviesos kiekis yra atvirkščiai proporcingas atstumui iki šaltinio. Tokie žinomo ryškumo objektai yra žinomi kaip „standartinės žvakės“.
Šių cefeidų kintamųjų mūsų pačių galaktikoje skaičiavimų rezultatų palyginimas su atstumais, apskaičiuotais pagal paralaksą, patvirtino, kad metodas veikė. I tipo cefeidai yra iki 100,000 13 kartų ryškesni už Saulę. Tai reiškia, kad juos galima aptikti, naudojant Žemės teleskopus, kitose galaktikose, esančiose iki maždaug 56 milijonų šviesmečių. Hablo kosminis teleskopas šias žvaigždes sugebėjo aptikti 20 milijonų šviesmečių atstumu. Cefeidų kintamieji XX amžiaus pradžioje patvirtino, kad visata išsiplėtė gerokai už mūsų pačių galaktikos, kuri buvo tik viena iš daugelio.
Šios žvaigždės taip pat pateikė pirmuosius tvirtus įrodymus, kad visata plečiasi. 1929 m. Edvinas Hablas palygino atstumų iki daugelio galaktikų matavimus, gautus naudojant cefeidų kintamuosius, ir raudonojo poslinkio matavimus, rodančius, kaip greitai jos tolsta nuo mūsų. Rezultatai parodė, kad galaktikų tolimo greičiai buvo proporcingi jų atstumui, todėl buvo suformuotas Hablo dėsnis.