古典的セファイド変光星
振幅が0.5等級以下で、ほぼ対称的な正弦波状の光度曲線を持ち、周期が短い古典的セファイド変光星は「小振幅セファイド (small amplitude Cepheids)」と呼ばれる別のグループとして定義されている。変光星総合カタログ (GCVS) では頭文字を取ってDCEPSとして分類されている。変光周期は一般に7日以下であるが、正確なカットオフはまだ議論されている。正弦波状の光度曲線を持つ短周期の小振幅セファイドのうち、第1陪振動の脈動星とされるものは s-Cepheid と呼ばれる。s-Cepheid は、HR図上の不安定帯の低温度側の端に見られる。
小振幅セファイドにはポラリス(こぐま座α星、現在の北極星)やわし座FF星も含まれるが、どちらの星も基本モードで脈動している。第1陪振動脈動星として初めて確認された星には、みなみじゅうじ座BG星やコンパス座BP星などがある。
セファイド距離スケールに関連する不確かさの中でも特に重要なものは、様々なパスバンドにおける周期-光度関係の性質、周期-光度関係のゼロ点と光度曲線の傾斜の両方に金属量が与える影響、そしてphotometric contamination と減光法則が古典的セファイドの距離の及ぼす影響である。これらのテーマはいずれも文献上で活発に議論されている。
これらの未解決問題が残っているため、ハッブル定数の値は60 - 80 km/s/Mpc(キロメートル毎秒毎メガパーセク)という不確かさを以て引用されている。ハッブル定数の正確な値を提供することによって宇宙論パラメータに制約を与えることができるため、これら諸問題を解決することは天文学の最も重要な課題の一つとされている。
古典的セファイドの光度は、その変光周期に直接関係している。周期が長ければ長いほど、星の光度は大きくなる。古典的セファイドの周期-光度関係は、1908年にヘンリエッタ・スワン・リービットが大小マゼラン雲にある数千個の変光星の調査から発見したもので、さらに証拠を加えて1912年に発表された。周期-光度関係が較正されると、周期がわかっているセファイドの光度が確定される。光度が確定されれば、その見かけの明るさから距離が求められる。20世紀を通じて、アイナー・ヘルツシュプルングを始めとする多くの天文学者によって周期-光度関係の較正が行われてきた。長らく周期-光度関係の較正は不確かなものであったが、2007年のベネディクトらの研究によって、太陽系近傍の古典的セファイドの年周視差をHSTの観測によって求めることで、天の川銀河内での較正が確立された。また2008年には、とも座RS星までの距離を誤差1%以内の精度で推定したとする研究結果がヨーロッパ南天天文台 (ESO) の研究者によって発表された。ただし、ESOのこの発見については論文上で盛んに議論されている。