Klassische Cepheiden
Klassische Cepheiden (auch bekannt als Population-I-Cepheiden, Typ-I-Cepheiden oder Delta-Cephei-Variablen) pulsieren mit sehr regelmäßigen Perioden in der Größenordnung von Tagen bis Monaten. Klassische Cepheiden sind junge variable Sterne der Population I, die 4-20 Mal massereicher als die Sonne und bis zu 100.000 Mal leuchtender sind. Cepheiden sind gelbe Überriesen der Spektralklasse F6 - K2. Wenn sie pulsieren, ändern sich ihre Radien um ~25%. Für die längere Periode I Carinae bedeutet dies Millionen von Kilometern für einen Pulsationszyklus.
Typ-II-Kepheiden
Cepheiden vom Typ II (auch als Population-II-Cepheiden bezeichnet) sind variable Sterne der Population II, die mit Perioden zwischen 1 und 50 Tagen pulsieren. Cepheiden vom Typ II sind typischerweise metallarme, alte (~10 Giga-Jahre), massearme Objekte (~die Hälfte der Masse der Sonne). Cepheiden vom Typ II werden nach Perioden in mehrere Untergruppen unterteilt.
Cepheiden vom Typ II werden verwendet, um die Entfernung zum galaktischen Zentrum der Milchstraße, zu Kugelsternhaufen und Galaxien zu bestimmen.
Anomale Cepheiden
Eine Gruppe von pulsierenden Sternen auf dem Instabilitätsstreifen hat Perioden von weniger als 2 Tagen, ähnlich den RR-Lyrae-Variablen, aber mit höheren Helligkeiten. Anomale Cepheiden-Variablen haben Massen, die höher sind als Cepheiden vom Typ II, RR-Lyrae-Variablen und unsere Sonne. Es ist unklar, ob es sich um junge Sterne auf einem "umgedrehten" horizontalen Zweig, um blaue Nachzügler, die durch Massentransfer in binären Systemen entstanden sind, oder um eine Mischung aus beidem handelt.
Doppelmodus-Cepheiden
Bei einem kleinen Anteil der Cepheiden-Variablen wurde beobachtet, dass sie in zwei Modi gleichzeitig pulsieren, normalerweise im Grundton und im ersten Oberton, gelegentlich im zweiten Oberton. Eine sehr kleine Anzahl pulsiert in drei Modi oder eine ungewöhnliche Kombination von Modi einschließlich höherer Obertöne.
