Periódy a svetelné krivky

U pulzujúcich hviezd všetkých druhov sa často pozorujú zmeny tvaru svetelnej krivky a periódy pulzácií
Periódy klasických cefeíd sú pomerne stabilné napr. $\delta$ Cefei rovnomerne skracuje svoju periódu od objavu v roku 1785 s rýchlosťou $\Delta P$ = -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:

$\begin{displaymath} \frac{1}{P_B} = \frac{1}{P_1} - \frac{1}{P_2} \end{displaymath}$ (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