Sebuah bintang cangkang diperkirakan dikelilingi oleh piringan gas di ekuatornya. Bintang-bintang ini juga dikenal sebagai variabel Gamma Cassiopeiae karena contoh pertama ditemukan di konstelasi Cassiopeia. Sebuah bintang cangkang disebut “variabel” karena perubahan tidak teratur, atau variabilitas, dalam luminositas, yang disebabkan oleh awan gas di sekitarnya. Proses ini tidak sepenuhnya dipahami, tetapi mungkin terkait dengan rotasi cepat semua bintang jenis ini yang diketahui.
Bintang diklasifikasikan menurut karakteristik spektralnya dan diberi huruf, dan bintang cangkang dibagi menjadi empat kelompok berdasarkan klasifikasi ini. Huruf-hurufnya berurutan, O, B, A, F, G, K, dan M. Bintang-bintang di ujung spektrum O, yang disebut bintang biru, adalah yang terpanas. Bintang di ujung lain spektrum adalah bintang paling keren dan diklasifikasikan sebagai bintang merah. Tiga jenis bintang cangkang berada di bawah bagian O dan B, atau biru dan putih-biru, dari spektrum, dan kelompok keempat termasuk dalam kelompok bintang dalam rentang AF, atau bintang putih dan kuning-putih. Mayoritas bintang cangkang jatuh dalam kisaran B.
Huruf “e” sering digunakan sebagai klasifikasi sekunder untuk sebuah bintang untuk menunjukkan emisi yang meningkat, dan dalam banyak kasus, sebuah bintang cangkang akan dilambangkan seperti itu. Peningkatan emisi berasal dari bagian hidrogen dari spektrum emisi, yang berarti bahwa bintang-bintang ini menunjukkan jumlah hidrogen yang lebih besar, dalam keadaan energi yang lebih tinggi, daripada bintang-bintang lainnya. Sebuah bintang cangkang juga dapat menunjukkan peningkatan spektrum emisi untuk unsur-unsur lain seperti besi, helium, dan kalsium, antara lain.
Bintang juga diklasifikasikan menurut ukuran, yang juga sesuai dengan luminositas atau kecerahan keseluruhan. Sebagian besar bintang cangkang termasuk di antara jenis bintang yang lebih besar. Angka Romawi digunakan untuk menunjukkan klasifikasi ini, dengan bintang I sebagai yang terbesar dan bintang V yang terkecil. Matahari kita sendiri adalah bintang berukuran V. Mayoritas bintang cangkang termasuk dalam kisaran III-IV, tetapi beberapa ditemukan di kelas V.
Keragaman dalam luminositas dan spektrum emisi untuk bintang cangkang membuat sulit untuk sepenuhnya memahami mereka atau untuk mengklasifikasikannya secara akurat, karena mereka mungkin tampak jatuh ke dalam kategori yang berbeda sesuai dengan kriteria yang diterima, pada waktu yang berbeda. Rotasi yang sangat cepat dianggap memiliki peran utama dalam variabilitas ini tetapi tidak sepenuhnya menjelaskan perubahan luminositas atau emisi. Pada tahun 2011, para astronom masih mencoba menjelaskan mekanisme di balik piringan gas dan hubungannya dengan variabilitas bintang cangkang.