Una delle prime stelle variabili conosciute è stata Delta Cephei. Questa stella diventa più brillante e più debole di circa una magnitudine con regolarità con un periodo di circa cinque giorni. In questo caso, la stella diventa più brillante e più debole fisicamente (e la sua superficie diventa più calda e più fredda, e il suo spettro varia in corrispondenza). Le stelle che presentano questo tipo di comportamento sono dette variabili Cefeidi.
Le variabili di tipo Cefeide in genere hanno periodi che vanno da pochi giorni a qualche settimana. I cambiamenti in alcune stelle, come nel caso di Delta Cephei, possono essere seguiti da una notte all'altra, valutando la magnitudine. Questo viene fatto confrontando la brillanza della variabile con quella delle stelle vicine.
Una proprietà peculiare delle Cefeidi è che la lunghezza del periodo può dare una buona indicazione della sua emissione totale di energia, o luminosità. Confrontando questa emissione con la brillanza che vediamo in pratica, è possibile avere un'idea di quanto la stella sia lontana. Per le stelle più normali, determinare la luminosità e la distanza è un'impresa molto più difficile e incerta. Il fatto che le variabili Cefeidi abbiano questa proprietà è stato usato all'inizio del XX secolo per determinare la distanza di alcune galassie vicine.

Nota: con l'entrata in funzione del Telescopio Spaziale Hubble (HST) si è cominciato a individuarle anche in galassie decisamente più lontane, determinando così la loro distanza in maniera più precisa e ritarando le stime di quelle più lontane.

Definizione tratta dal planetario Guide 8.0; ringrazio i curatori dei testi.