Pulsantes

En la foto superior la variable pulsante  Delta Cephei.  Debido a sus contracciones y expansiones de su superficie tienen pulsaciones regulares que son fácilmente apreciables .
Debido a esos ciclos de expansión y compresión de sus capas superficiales, son estrellas que  ya han pasado por la etapa estable de la secuencia principal.

En la constelación de la Ballena, podemos observar a la estrella Mira, descubierta por David Fabricius en 1.595. Es la primera variable pulsante, que su descubridor llamó "estrella Maravilla" y cuya fluctuación periódica o semiregular, presenta la típica contracción y expansión de su capa superficial, dándole esa normal sensación de intermitencia.

Su forma no es siempre esférica. Presenta ocasionalmente cambios regulares apreciables. Según sus características, tenemos 33 subtipos catalogados: pérdida o no de masa, pulsaciones regulares. Cabe destacar los tipos que representan Delta Cephei en la Cefeidas, RR Lyrae en la Lira, Mira Ceti en la Ballena,  RV Tauri en Tauro y las semiregulares SR.

Por razones obvias, el estudio del interior de una estrella tiene que efectuarse de forma teórica. 
En la actualidad, no existe ninguna tecnología que permita su estudio de forma directa en sus proximidades. 
Quizá la única radiación que sale de forma inalterada de las estrellas sean los neutrinos que podrían ser objeto de observación.
No obstante, se pueden obtener informaciones de algunas partes del interior de una estrella mediante su estudio observacional.

La evolución de una estrella de 1,7 masas solares, según modelos observados, consume su núcleo de hidrógeno y su estabilidad es aceptable. Pero en el transcurso de unos 500 o 1.500 años, su inestabilidad puede ser notoria al acceder al borde rojo de su franja menos inestable. 
Entonces puede empezar la pulsación, al perder la estabilidad las dos fuerzas que la mantenían, la atracción gravitacional y la presión que ejerce la radiación. 
Llegado este momento, la estrella inicia su consumo de hidrógeno por capas. Podemos imaginarnos la estructura interna de esas capas, como un círculo con 6 anillos concéntricos.
En el primer anillo exterior, se produce la ionización del Helio, en el segundo lo hace el Hidrógeno, el tercero es la zona de disipación, en el cuarto está la zona inerte, en el quinto la zona adiabática y el sexto sería el centro ó núcleo donde ocurren las reacciones nucleares. 

Al parecer, según los estudios realizados, las variaciones de éstas estrellas, vienen determinadas por la profundidad en la que se produce la ionización del Helio. Esas variaciones se traducen en oscilaciones de su tamaño y/o brillo aparente, como consecuencia de la presión que ejerce la radiación conducida en ella de manera no adiabática. 

Pero hay formas no radiales de pulsación u oscilación, como consecuencia de una presión no uniforme en todas los puntos de la esfera estelar. Esto a su vez, es producido por encontrarse zonas opacas que impiden el transporte de la citada energía por convección.

Por tanto, esas oscilaciones que hacen aumentar el diámetro de la estrella, harán escapar de su núcleo la fotosfera visible. Por tanto, esa superficie de irradiación aumenta y su temperatura disminuye al escapar del núcleo, por tanto se produce un aumento del brillo y que a su vez, muestran los cambios producidos por los reflejos de las ondas que se expanden y rebotan en las capas ionizadas.

Algo parecido ocurre sobre la superficie de la Tierra, cuando se produce un seísmo. Las ondas sísmicas que rebotan, producen ondas de diferente frecuencia. La frecuencia armónica derivada de la principal, nos permite deducir la profundidad a que rebota esa onda. Con este método, los asterosismólogos (sismólogos estelares) analizando las ondas, sus armónicos y sus modos de pulsación, pueden adentrarse en sus profundidades y estudiar el interior de las estrellas pulsantes.