Переменные типа W Девы — пульсирующие переменные сферической составляющей или старой составляющей диска Галактики с периодами примерно от 0,8 до 35 дней и амплитудами от 0,3 ^m до 1,2 ^m . Характеризуются зависимостью период-светимость, отличающейся от аналогичной зависимости для переменных типа δ Цефея . При одинаковом периоде переменные типа W Девы на 0,7—2 ^m слабее переменных типа δ Цефея. Кривые блеска переменных типа W Девы отличаются от кривых блеска цефеид соответствующих периодов либо амплитудой, либо наличием горбов на нисходящей ветви, перерастающих иногда в широкий плоский максимум. Встречаются в старых шаровых скоплениях и на высоких галактических широтах. Делятся на подтипы:

• CWA — переменные типа W Девы с периодами больше 8 дней ( W Девы );
• CWB — переменные типа W Девы с периодами меньше 8 дней ( BL Геркулеса ).

По традиции переменные типов W Девы нередко также называют цефеидами, так как часто (при периодах от 3 дней до 10 дней) по виду кривой блеска бывает невозможно отличить переменные этих типов друг от друга. Однако в действительности это совершенно разные объекты, находящиеся на разных этапах эволюции . Переменные типа W Девы принадлежат ко второму поколению звёзд ( популяция II ), то есть это старые звёзды с низкой металличностью . Одно из существенных спектральных отличий звезд типа W Девы от цефеид состоит в том, что в спектрах первых в некотором диапазоне фаз наблюдаются эмиссии в водородных линиях, а в спектрах цефеид — в линиях Н и К Ca II. Именно недооценка этих особенностей привела к тому, что Эдвин Хаббл неверно применил формулы для классических цефеид , чтобы оценить расстояние до Туманности Андромеды , тем самым занизив его.

Прототипом этих переменных является W Девы .