古典的セファイド変光星
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。
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。質量が大きく温度の高い星ほど、より光度が大きく長周期のセファイドとなるが、天の川銀河にある太陽と似た金属量を持つ若い星は、不安定帯に初めて到達するまでにかなりの質量を失うため50日以下の周期になると推測されている。赤色超巨星は、ある程度の質量以上では、ブルーループを形成するのではなく青色超巨星に戻るように進化し、不安定帯では周期的に脈動するセファイドではなく不安定な黄色極超巨星となる。非常に重い星は、不安定帯に到達するほど十分に冷却されないため、セファイドとなることはない。大小マゼラン雲のように金属量の低いところでは、星はより多くの質量を持ち続けることが可能なため、より長い周期でより明るいセファイドとなりうる。