Цефеиды - физические переменные звезды, для которых свойственна специфическая форма кривой блеска, демонстрирующая плавное периодическое изменение видимой звездной величины и колебание светимости звезды в несколько раз (чаше всего от 2 до 6). Этот класс звезд был назван по одной из характерных его представительниц – звезды δ (дельта) Цефея. Наиболее широко известная цефеида - Полярная звезда.

Цефеиды можно причислить к гигантам и сверхгигантам спектральных классов F и G. Поэтому существует возможность изучать их с колоссальной дистанции, даже за границей нашей звездной системы - Галактики.

Выделяют два типа цефеид: классические цефеиды, относящиеся к молодой плоской составляющей звездного населения I Галактики и цефеиды типа W Девы, принадлежащие к старой сферической составляющей  населения II. Классические цефеиды представлены в рассеянных звездных скоплениях, а цефеиды типа W Дева — в шаровых скоплениях, их светимость приблизительно в 4 раза (на 1,5m) ниже, чем у классических цефеид.

Одной из основополагающих черт цефеид выступает период. У всякой одиночно выбранной звезды он является величиной неизменной, причем с высокой степенью точности, но у различных цефеид периоды не одинаковы (от суток до нескольких десятков суток).

У цефеид одновременно с видимой звездной величиной изменяется и спектр. Это показывает, что совместно со сменной светимости цефеид осуществляется и смена температуры их атмосфер в среднем на 1500 °К. По сдвигу спектральных линий в спектрах цефеид вычислено периодическое изменение их лучевых скоростей. Кроме того, периодически изменяется и радиус звезды.

Подобный мониторинг специфических черт цефеид демонстрирует, что в атмосферах этих звезд происходят регулярные пульсации. Из чего можно заключить, в них существуют условия для поддержания в течение длительного периода времени на неизменном уровне специфического колебательного процесса.

Намного раньше, чем получилось определить механизм пульсаций цефеид, было зафиксировано наличие взаимосвязи между их периодом и светимостью. При мониторинге цефеид в Малом Магеллановом Облаке – одной из соседних с нами звездных систем - было выявлено, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды (т.е. чем ярче она выглядит), тем больше период изменения ее блеска. Эта зависимость является линейной. Из того, что все наблюдаемые звезды находились одной и той же системе, сделали вывод, что дистанции до них практически идентичны. Получается, найденная зависимость в то же время является зависимостью между периодом Р и абсолютной звездной величиной М (или светимостью L) для цефеид. Наличие зависимости между периодом и абсолютной звездной величиной цефеид является фундаментальным в астрономии. Благодаря ей вычисляется дистанция до чрезвычайно далеких объектов, когда прочие методы использовать не получается.