Cefeitos Clássicos
Cepheids clássicos (também conhecidos como Cepheids Populacionais I, Cepheids Tipo I ou variáveis Delta Cephei) pulsam com períodos muito regulares da ordem de dias a meses. Os Cefeídios Clássicos são populações I, estrelas variáveis jovens que são 4-20 vezes mais maciças que o Sol, e até 100.000 vezes mais luminosas. Os Cefeitos são supergiões amarelos da classe espectral F6 - K2. Quando eles pulsam, seus raios mudam em ~25%. Para o período mais longo I Carinae isto significa milhões de quilômetros para um ciclo de pulsação.
Cefeitos Tipo II
Os Cefeitos Tipo II (também chamados Cefeitos Populacionais II) são estrelas variáveis Populacionais II que pulsam com períodos entre 1 e 50 dias. Os Cefeitos Tipo II são tipicamente pobres em metal, velhos (~10 giga anos), objetos de baixa massa (~metade da massa do Sol). Os Cefeitos tipo II são divididos em vários subgrupos por período.
Os Cefeitos Tipo II são usados para fixar a distância até o centro galáctico da Via Láctea, aglomerados globulares e galáxias.
Cefeitos anômalos
Um grupo de estrelas pulsantes na faixa de instabilidade tem períodos de menos de 2 dias, semelhantes às variáveis RR Lyrae, mas com maior luminosidade. As variáveis Anomalous Cepheid têm massas superiores às variáveis Cepheids tipo II, RR Lyrae e nosso sol. Não está claro se são estrelas jovens em um ramo horizontal "virado para trás", stragglers azuis formados através de transferência de massa em sistemas binários, ou uma mistura de ambos.
Cefeitos de modo duplo
Uma pequena proporção de variáveis do Cepheid foi observada para pulsar em dois modos ao mesmo tempo, geralmente o fundamental e o primeiro tom, ocasionalmente o segundo tom. Um número muito pequeno de pulsações em três modos, ou uma combinação incomum de modos, incluindo sobretons mais altos.
