Янг извежда формула, по която може да се установи възрастта на една Цефеида в зависимост от периода на пулсациите й. Оказва се, че колкото е по-голям периодът на Цефеидата, толкова по-млада е тя в сравнение с други Цефеиди.

Кривата на блясъка на Цефеидите наподобява тази на типичните Лириди, но без характерната за тях “гърбица” преди минимума.

Има и особени нетипични Цефеиди, които по кривата на блясъка си повече наподобяват звезди като W Vir /Дева/. – т.н. Виргиниди. Така се и наричат тези Цефеиди – Цефеиди от ІІ тип население, тъй като също като Виргинидите са бедни на тежки елементи или Цефеиди тип W Vir.

Полярната звезда е една от най-близките звезди – на 430 св.г. и е Цефеида – ориентир за разстояния. Тя е тройна звездна система, в която има свръхгигант, 2 000 пъти по-ярък от Слънцето – Polaris A . Другата звезда Polaris B може лесно да се види с неголям телескоп, но джуджето-компаньон на централната звезда, наречено Polaris Ab е толкова близо до гиганта, че бе фотографирано неотдавна с помощта на космическия телескоп “Хъбъл”. Засега е известно, че орбиталното завъртане на джуджето трае 30 години, но предстои изучаване на елементите на орбитата.

Дългопериодични променливи – Мириди или променливи тип Мира от Кит / о Ceti /

Мира – “удивителната” звезда привлякла вниманието на наблюдателите от ХVІ век, понеже от време на време около максимумите на блясъка си се вижда като една от ярките звезди от 2 зв. в., докато обикновено е недоловима за невъоръжено око. Големите амплитуди на промяна на видимия блясък - около 5 зв. в. - е характерна особеност за тези звезди.

Червеният гигант Мира от Кит освен че пулсира, спада и към симбиотичните звезди – тясна двойка червен гигант и бяло джудже.

Изображението вляво на системата звезди е получено от рентгеновата орбитална обсерватория “Чандра” и на него се откроява акреционнитя диск около бялото джудже от веществото, изтичащо от червения гигант.

В същото време амплитудата на промяна на блясъка в целия електромагнитен спектър е само 1 болометрична зв. в. Голямата визуална амплитуда се дължи на поглъщане на лъчението по време на минимума на блясъка от титаниеви ( TiO ) и циркониеви ( ZrO ) окиси, когато те стават по-устойчиви. Тези съединения се проявяват в спектъра с абсорбционните си линии. Това са т.нар. цтитанови и циркониеви звезди. / Има още и въглеродни звезди, с наличие на линии на въглеродни съединения в спектъра/.