В начале ХХ века Генриетта Ливитт открыла зависимость между периодом изменения блеска переменной звезды и самим блеском. Это соотношение стало основой методики определения расстояний: если период пульсаций найден, можно оценить истинную светимость звезды и сравнить её с наблюдаемым значением, а затем вычислить, насколько далеко должно находиться светило. Аналоги δ Цефея — цефеиды — стали своеобразными маяками, по которым ориентируются астрономы. 

Г-н Маренго и его коллеги выполнили наблюдения δ Цефея на длинах волн в 5,8, 8, 24 и 70 мкм и выявили окружающую звезду крупную (~0,1 пк) инфракрасную туманность. Объяснить её появление довольно легко: звёздный ветер уносит вещество светила и взаимодействует с межзвёздным газом и пылью. Сопоставив результаты изучения образующейся головной ударной волны с известной скоростью движения звезды в пространстве, авторы рассчитали, что скорость потери вещества составляет 5•10-9–6•10-8 солнечных масс в год.

Как показало изучение других цефеид, инфракрасные туманности обнаруживаются примерно у 25% всех объектов.

Такой результат помогает решить давнюю проблему, суть которой заключается в том, что теоретические оценки массы цефеид часто не совпадали с данными измерений. Подтверждённый факт потери вещества объясняет несоответствие.

С другой стороны, появление туманностей должно отражаться на наблюдаемых свойствах цефеид и делать их чуть менее яркими. Следовательно, астрономам придётся как-то учитывать этот эффект, если они хотят обеспечить точность оценки расстояний.