Cefeida
Gwiazdy typu delta Scuti (nazywane też cefeidami karłowatymi) – gwiazdy zmienne typu pulsacyjnego typów widmowych od A do wczesnych F (klasy jasności od III do V). Pulsują radialnie i nieradialnie w modzie p (prawdopodobnie także w modzie g) z okresem pomiędzy 30 minut a 8 godzin. Ich jasność zmienia się o mniej niż 1. Im amplituda zmian jest mniejsza, tym więcej gwiazd tego typu jest znajdowanych. Z dotychczasowych badań wynika, że około 30% gwiazd typów widmowych od A2 do F0, znajdujących się na ciągu głównym diagramu Hertzsprunga-Russella (HR), to gwiazdy pulsujące.Galaktyka (z gr. γαλα – mleko) – duży, grawitacyjnie związany układ gwiazd, pyłu i gazu międzygwiazdowego oraz niewidocznej ciemnej materii. Typowa galaktyka zawiera od 10do 10 gwiazd orbitujących wokół wspólnego środka masy.
Gwiazda zmienna – gwiazda, która w znaczący sposób zmienia swoją jasność. Ogólnie rzecz biorąc, każda gwiazda wykazuje drobne fluktuacje jasności, ale są one w większości przypadków praktycznie niezauważalne – na przykład jasność Słońca zmienia się o ok. 0,1% w 11-letnim cyklu.
Cefeidy (zwane też gwiazdami typu δ Cephei lub cefeidami klasycznymi od nazwy gwiazdozbioru Cefeusza) – gwiazdy zmienne pulsujące, olbrzymy.
Cefeidy są wyjątkowo jasne, tysiąc lub nawet dziesięć tysięcy razy jaśniejsze od Słońca. Regularnie zmieniają jasność wskutek pulsacji. Pulsacje powodują okresowe zmiany wielkości gwiazdy oraz temperatury powierzchni i typu widmowego (od A lub F w maksimum blasku do G lub K w minimum).
Amplitudy zmian blasku cefeid mieszczą się w zakresie od 0,1 do 2 wielkości gwiazdowych, zaś jasności absolutne (MV) od −2 do −6 wielkości gwiazdowej.
Pulsacja jest spowodowana zmianami absorpcji podfotosferycznej warstwy częściowo zjonizowanego helu. Zmiana temperatury tej warstwy powoduje zmianę temperatury powierzchniowej, a tym samym typu widmowego oraz całkowitej jasności gwiazdy.
Wykres zmian jasności w czasie jest nieco podobny do sinusoidy, ale wzrost jasności następuje szybciej niż jej spadek.
Cefeidy spełniają dobrze określoną zależność pomiędzy okresem pulsacji a jasnością absolutną, odkrytą przez Henriettę Leavitt w 1912 roku. Własność ta jest powszechnie stosowana do określania odległości do najbliższych galaktyk (cefeidy są świecami standardowymi).
Zamiast jednej zależności okres – jasność można dopasować dwie różne proste, o nieco innym nachyleniu, dla krótszych i dłuższych okresów pulsacji. Jest to tzw. efekt Parenago.