U pulzujúcich hviezd všetkých druhov sa často pozorujú zmeny tvaru
svetelnej krivky a periódy pulzácií
Periódy klasických cefeíd sú pomerne stabilné napr. Cefei
rovnomerne skracuje svoju periódu od objavu v roku 1785 s rýchlosťou
= -0.089 sekundy za rok
Charakteristický čas zmeny peridódy má súvis s vývojom cefeidy a z jej
presunom cez pás instability
U niektorých sústav sú pozorované zmeny periódy značne zložitejšie a
nepravidelné, sčasti je to spôsobené prítomnosťou ďalšieho telesa v
sústave niekedy ďalšou periodicitou ovplyvňujúcou tvar svetelnej krivky a
tým aj polohu maxím
W Virginis hviezdy, ktoré sú členmi populácie II majú periódy menej
stabilné ako cefeidy, u niektorých dokonca došlo k vymiznutiu pulzácií
napr. RU Cam nepulzovala 1964-1966
U Cefeíd aj W Virginis hviezd sa často pozoruje zmena svetelnej krivky so
zmenou periódy - tzv. Hersprung progression
U RR Lyrae sa často pozoruje tzv. Blazkov efekt - čo je pulzácia s dvoma
blízkymi periódami čo spôsobuje interferenciu týchto periód - beat period:
(54)
svetelné krivky potom majú časovo premenný tvar, výšku maxima
Miridy pulzujú polopravidelne, dĺžka jednotlivých cyklov sa môže líšiť
o zhruba 2- 4 percent, určenie strednej periódy často vyžaduje
pozorovania v dlhšom časovom intervale, svetelná krivka sa presne
neopakuje - maximá sa často líšia aj o 1 magnitúdu