Fue la segunda de este tipo en ser descubierta (tras Eta Aquilae) y la que más cerca se encuentra del Sol.

Su variabilidad está causada por pulsaciones regulares en las capas externas de la estrella.

La compañera visual externa de Delta Cephei C (HD 213307) también puede ser una binaria espectroscópica[14]​ y astrométrica.

Con el hidrógeno consumido en su región central, estas estrellas inestables están pasando ahora por etapas posteriores de combustión nuclear.

Ello produce un fuerte viento estelar, el cual combinado con las pulsaciones y shocks en la atmósfera de la estrella,[17]​ eyecta masa a un ritmo de (1.0 ± 0.8) × 10−6 masas solares por año, o el equivalente a la masa del Sol aproximadamente cada millón de años.

Esta materia fluye hacia el exterior a una velocidad de unos 35 km s−1.

Más tarde se descubrió que existen dos tipos de cefeidas, y Delta Cephei se conoce hasta hoy como de tipo I (clásica).

Se cree que las estrellas de este tipo se forman con masas que oscilan entre 3 y 30 veces la del Sol, y luego pasan por el Secuencia Principal como estrellas de tipo B.

Sin embargo, en 2002, se utilizó el Telescopio Espacial Hubble para determinar la distancia a Delta Cephei (y RR Lyrae, otra vela estándar) con una precisión del 4%: 273 parsecs, u 890 años-luz.