Ein wesentlicher Teil der Computeranimation befaßt sich mit den verschiedenen Typen von pulsierenden Sternen. In einem Bild sollen dabei die verschiedenen Typen gezeigt werden, damit die Unterschiede zwischen ihnen auf einen Blick deutlich werden. Im animierten HR-Diagramm können zum einen die klassischen Parameter wie Temperatur bzw. "Farbe", Helligkeit, Radien, Alter,... dargestellt werden aber auch zusätzlich Perioden und Amplituden.

Für detailierte Ausführungen sei auf die Werke von Unno et al. und Sterken & Jaschek verwiesen, in denen die Variablen aus theoretischer und photometrischer Sicht beschrieben werden.

Die Delta Scuti Sterne pulsieren mit Perioden von weniger als 0.3 Tagen. Ihre Spekraltypen sind A oder F. Die Amplituden ihrer Helligkeitsvariation reichen bis zu 0.8 mag, typisch sind 0.2 mag. Die Delta Scuti Sterne bilden mit den Cepheiden und den RoAp-Sternen den klassischen Instabilitätsstreifen, der verlängert bis zu den DAV reicht. Die vorkommende Pulsationen können einfache radiale-Moden sein, aber auch eine komplexe Mischung aus Dutzenden nichtradialer wie im Fall von FG Vir (Breger et al. 19xx)

3.2.2 RoAp Sterne (Kurtz 1978)

Im Namen RoAp steht "Ro" für "rapid oscilating", da die Pulsationsperioden dieses Typs mit 4-15 Minuten wesentlich kürzer sind als die dynamische Zeitskala ( = Fundamental Mode )(siehe Formel x.x) die in der Größenordnung von 2 Stunden liegt. Sie zeigen Amplituden kleiner 10 mmag, der typischer Wert liegt bei 1 mmag.

Alle bisher gefundenen RoAp Sterne sind kühle magnetische Ap Sterne mit ausgeprägter SrCrEu Pekularität. Bei einigen dieser Veränderlichen wurde beobachtet, daß die Roations- und die Magnetfeldachse gegeneinander geneigt sind (oblique magnetic rotators)

Im HRD befinden sie sich im Instabilitätsstreifen an der ZAMS. Für die Pulsationsparameter gilt: l=0-2, n=30

3.2.3 Gamma Doradus Sterne: (K.Krisciunas 1995, DSSN 9, 17)

Die photometrische Variabilität des Prototyps dieser Gruppe wurde 1963 von Cousins und Warren entdeckt. Bis 1995 waren 17 Gamma Dor Sterne bekannt (Krisciunas + Handler). Gamma Doradus Sterne sind frühe F-Sterne mit Perioden von 0.5 bis 3 Tagen, also 0.3 bis 2 c/d. Ihre Helligkeitsveränderungen im V-Filter liegen im Bereich von 0.05 bis 0.10 mag.

Da ihre Pulsationsperioden deutlich kürzer sind als die für Fundamentalmoden liegt die Vermutung nahe, daß es sich bei den Pulsationen um g-Moden handelt. Photometrische und spektroskopische Untersuchungen haben gezeigt, daß die l-Werte bis 3 reichen.

Sie sind im HRD über einen sehr kleinen Bereich verteilt, am Schnittpunkt von ZAMS und der roten Kante des Instabilitätsstreifens.

Die Cepheiden gehören zu den am längsten bekannten Veränderlichen Sternen. Vor mehr als 200 Jahren, am 10. September 1784 untersuchten Edward Piggot und John Goodricke die Sterne Delta Cep und eta Aql und fanden dabei Perioden von 5.4 und 7.2 Tagen. Die typischen Perioden für die Cepheiden liegen im Bereich von 1 bis 50 Tage. Bei den Cepheiden handelt es sich um junge massive Objekte mit typischen Werten zwischen 5 bis 15 Sonnenmassen. Für sie gilt, daß Massen zunehmen und das Alter abnimmt bei zunehmender Periode. Ihre Spektraltypen sind F, G und K. Sie pulsieren vor allem im Bereich von Fundamental-Mode, bis zur zweiten Überschwingung.

Im GCVS werden die pulsierenden Superriesen auch als Alpha Cygni Sterne bezeichnet. Sie liegen im HRD über allen anderen pulsierenden und ihr Spektraltyp reicht, entsprechend ihrem Entwicklungsweg von O bis A. Ihre Leuchtkraftklassen liegen zwischen Ib und Ia. Die Helligketisvariation beträgt typischerweise 0.2 mag (visuell) mit Perioden von einigen Tagen.

Die Beta Cepheiden sind frühe B-Sterne, ihr Spektraltypen reichen von B0 bis B2, ihre Leuchtkraftklassen von III bis V. Sie belegen im HRD einen kleinen Bereich, der auch "Beta-Cepheiden-Instabilitätsstreifen" genannt wird. Die Beta Cepheiden pulsieren mit Perioden zwischen 3.5 und 6 Stunden. Ihre Helligkeitsvariation ist mit 0.01-0.08 mag (visuell) relativ gering. Für Rotationsgeschwindigkeiten an der Oberfläche konnten vsini-Werte bis zu 400km/h beobachtet werden. Lange zeit war der Pulsationsmechanismus unklar und erst durch den neuesten OPAL-Opaztäten konnten Dziembowski&Pamyatnykh (1993) und Gautchy&Saio (1993) Beta-Cepheiden-Modelle berechnen, in denen Pulsationen im Bereich von Fundamental-Mode und erster Überschwingung angeregt sind. Zuständig dafür zeigt sich der Kappa-Mechanismus. Eine detailierte Übersicht zu Beta Cepheiden findet sich in Sterken&Jerzykiewic (1994).

Zeta Ophiuchi Sterne sind nichtradiale Pulsatoren mit hohen Rotationsgeschwindigkeiten (vsini>170km/h). Benannt wurde diese Gruppen nach dem Prototyp dieser Linienprofil Variablen Zeta Ophiuchi (Walker, Yang, Fathman 1979). Im HRD umgeben sie genau wie die 53 Persei Veränderlichen die Beta Cepheiden. Ihr Spektraltyp liegt zwischen O9 und B6, ihre Leuchtkraftklasse zwischen I und V. Sie sind sowohl normale B-, als auch Emissions B-Sterne. Die Beobachtungen (Penrod 1987) lassen auf Moden mit l-Werten bis zu 16 schließen. In späten B-Sternen sind Linien- und Lichtvariation klein. Die Helligkeits- variationen liegen zwischen 0.1 und 0.02mag, die Perioden zwischen 50 und 2 Stunden.

Die 53 Persei Sterne sind nichtradiale Pulsatoren mit Rotationsgeschwindigkeiten unter 170 km/h. Sie wurden 1976 erstmalig von Smith+Karp (Smith+Karp 1976) beschrieben. Die Mitglieder dieser Gruppe sind späte O- bis mittlere B-Sterne, normalen Hauptreihensterne bis Superriesen, d.h. 09 bis B4 und Leuchtkraftklasse I bis V.

Die Pulsationsperioden liegen zwischen 66 und 3 Stunden. Ihre Helligkeitsveränderung beträgt 0.04 bis 0.008 mag.

Der erste pulsierende Weiße Zwerg wurde von Landolt (1986) beobachtet. Weiße Zwerge besitzen eine Masse von etwa 0.6 Sonnenmassen die sich aus einem CO-Kern und entweder dünnen Wasserstoff (DB), Hellium (DA) oder Kohlen- und Sauerstoff-Ionisationsschichten zusammensetzt.

Die pulsierenden weißen Zwergen verändern ihre Helligkeit mit Perioden zwischen 30 Sekunden und 25 Minuten. Die Perioden sind dabei extrem stabil (). Diese kurzen Perioden sind die folge nichtradialer g-Moden. An ihnen werden sehr eng beieinander liegende Frequenzen beobachtet, das m-splitting. Prinzipiell kann man vier Arten von pulsierenden Weißen Zwergen unterscheiden:

Die PNNV, Zentralsterne planetarer Nebel (planetary nebula nuclei variable), sind die heißesten und hellsten Objekte mit einer Temperaturen von über 100.000°K und 1.000-10.000-facher Sonnenleuchtkraft. Ihre Perioden liegen im Bereich von 1500 Sekunden, sie sind damit die langsamsten Pulsatoren unter den Weißen Zwergen. Sie zeigen mit weniger als 0.01 mag die geringste Helligkeitsvariation.

Die DOV, Weiße Zwerge vom Spektraltyp DO, weißen kontinuierliche Spektren auf. Ihre Oberflächentmeperaturen liegen ebenfalls über 100.000°K. Ihre Leuchtkräfte liegen eine Größenordnung unter denen der PNNV. Typische Perioden liegen im Bereich von 300-850 Sekunden. Die Helligkeitsvariation betragen bis 0.004 mag.

Die DBV, Weiße Zwerge vom Spektraltyp DB, zeigen auffallende Absorptionslinien von Helium in ihren Spektren. Sie besitzen Oberflächentemperaturen von etwa 25.000°K und sind damit bedeutend kühler als die Vorherigen. Ihre Leuchtkraft beträgt ungefähr ein zehntel der Sonnelhelligket. Die typischen Perioden liegen im Bereich von 140-1000 Sekunden und sind vergleichbar mit denen der DOV, genauso wie die Amplituden die bis zu 0.04 mag ereeichen.

Die letzte Gruppe bildet die der DAV, Spektraltyp DA. Die DAV zeigen Absorptionslinien von Wasserstoff in ihren Spektren. Die sind die kühlsten (12.000°K) und leuchtkraft schwächsten unter den Weißen Zwergen. Dafür betragen die Helligkeitsvariationen bis zu 0.1 mag.