古典的セファイド変光星[1][2][注 1]（こてんてきセファイドへんこうせい、英: classical Cepheid variable）は、セファイド変光星のタイプの1つ。数日から数週間の変光周期と、10分の数等級から2等級程度の振幅で、周期的な動径脈動[注 2]を示す種族Iの星の脈動変光星である。古典的セファイド (classical Cepheid) 、種族Iセファイド (Population I Cepheids) 、I型セファイド (Type I Cepheids) 、ケフェウス座δ型変光星 (Delta Cepheid variables) などとも呼ばれる。

古典的セファイドの光度と脈動周期の間には明確な関係がある[5][6]ため、セファイド変光星は銀河と系外銀河の距離尺度を確立するための有効な標準光源となっている[7][8][9][10]。ハッブル宇宙望遠鏡 (HST) による古典的セファイドの観測によって、ハッブル=ルメートルの法則に対するより確実な制約が可能となった[7][8][10][11][12]。古典的セファイドは、銀河系内の渦巻構造や太陽の銀河面からの高さなど、天の川銀河の特徴を明らかにするために使われてきた[9]。

天の川銀河内に6,000個以上存在すると予想される古典的セファイドのうち、既に約800個が確認されている。また、大小マゼラン雲では数千個の古典的セファイドが、他の銀河ではさらに多くの古典的セファイドが確認されている[13]。HSTによる観測では、約1億光年離れた銀河NGC 4603に複数の古典的セファイドが発見されている[14]。
特徴ヘリウムが燃焼するブルーループの間に不安定帯を横断する5 M☉（太陽質量）の星の進化トラック

古典的セファイドは、太陽の4倍から20倍程度の質量を持ち[15]、光度はおよそ1,000倍から50,000倍（ケンタウルス座V810星では200,000倍）も明るい[16]。分光学的には、スペクトル階級F6 - K2の輝巨星または低光度の超巨星である。温度やスペクトルは脈動によって変化する。半径は太陽の数十倍から数百倍である。光度の大きなセファイドは、温度が低く大きく変光周期も長い。温度変化に加えて、半径も周期に合わせて変化するため、明るさが2等級も変化する。この明るさの変化は、波長が短いほど顕著に現れる[17]。

セファイドは、基本モード、第1陪振動モード、あるいはまれに混合モードで脈動することがある。第1陪振動より高次での脈動は珍しいが興味深いものとされる[6]。古典的セファイドの大部分は基本モード脈動であると考えられているが、光度曲線の形状からモードを区別することは容易ではない。陪振動で脈動している星は、同じ周期の基本モード脈動星よりも、より明るく、より大きい傾向がある[18]。

恒星の進化の過程では、中質量星が主系列から離れ、赤色巨星分枝へと進化するまでの間に、不安定帯を非常に速く通過する。赤色巨星分枝に進化した後に中質量星内部のヘリウム中心核に点火されると、ブルーループを形成して再び不安定帯を通過、一度高温に進化した後、さらに漸近巨星分枝に向かって進化して不安定帯を通過する。8-12 M☉以上の質量の星は、赤色巨星分枝に到達する前に中心核のヘリウム燃焼が始まって赤色超巨星となるが、不安定帯を通過してブルーループを起こすことがある。ブルーループの継続期間、あるいはブルーループに至るか否かも、星の質量、金属量、ヘリウム存在量といった要素に大きく影響を受ける。セファイドの周期の変化率とスペクトルから検出できる化学組成から、ある星が恒星の進化上どのような過程にあるかを推測することができる[19]。

古典的セファイドの前駆天体となる恒星は、中心核の水素を使い果たすまでは、B7より早期型のB型主系列星あるいは晩期型のO型主系列星であったと考えられている。