Cephe|iden,
Oberbegriff für die Pulsationsveränderlichen Delta-Cephei- und W-Virginis-Sterne. Die Delta-Cephei-Sterne (nach dem Stern Delta im Sternbild Kepheus) sind Veränderliche der Spektralklasse F mit Perioden zwischen 1 und etwa 70 Tagen sowie Helligkeitsamplituden im sichtbaren Spektralbereich von etwa 0,5 bis 1,5 Größenklassen. Der Lichtwechsel geht auf eine periodische Änderung des Sternradius (etwa 10 % des mittleren Radius, messbar mithilfe des Doppler-Effekts) sowie auf die sich periodisch ändernde Oberflächentemperatur zurück.Da zwischen der Leuchtkraft eines Delta-Cephei-Sterns (angegeben in absoluter Helligkeit) und seiner Periode eine eindeutige Abhängigkeit besteht (Perioden-Leuchtkraft-Beziehung), kann aus der gemessenen scheinbaren Helligkeit und der Periode die Entfernung der Sterne bestimmt werden. Wegen deren hoher Leuchtkraft lässt sich die Methode auch auf Mitglieder (naher) extragalaktischer Sternsysteme anwenden. Die Delta-Cephei-Sterne sind massereiche Überriesen der Population I, also sehr junge Sterne; sie werden auch als klassische Cepheiden bezeichnet.
Die W-Virginis-Sterne (nach dem Stern W im Sternbild Jungfrau) sind den Delta-Cephei-Sternen sehr ähnliche Pulsationsveränderliche, doch handelt es sich um Mitglieder der Halopopulation, d. h. um alte Sterne. Für sie gilt ebenfalls eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung, die aber nicht mit der der Delta-Cephei-Sterne identisch ist. Die Bildpunkte der Delta-Cephei- und der W-Virginis-Sterne liegen im Hertzsprung-Russell-Diagramm wie die aller schwingungsinstabiler Sterne in einem schmalen Gebiet, dem so genannten Instabilitätsstreifen (Cepheidenstreifen).
Besondere Gruppen von Pulsationsveränderlichen bilden die RR-Lyrae-Sterne und die Zwergcepheiden.