ğerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.

Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları halen uğraştırmaktadır. Grubun prototipi Beta Cephei (β Cephei)'nin dikine hız değişimi gösterdiği 20. yüzyılın başında Frost tarafından keşfedilmiştir ve dönemi 4sa34dk olarak verilmiştir. 6 yıl sonra Guthnick, dikine hız değişimine, aynı dönem ve 0.05 genlikli bir ışık değişiminin de eşlik ettiğini bildirmiştir. 1908 de ise Albrecht, β CMa'nın da benzer değişimler gösterdiğini açıklamıştır. Başlangıçta grubun en çok çalışılan yıldızı olması nedeni ile bu tür yıldızlara uzunca bir süre β CMa türü değişenler denmiştir ancak bugün ilk keşfedilen örneğinin ismi ile β Cephei değişenleri ismi tercih edilmektedir. Bilinen β Cephei türü değişen sayısı 50 den biraz fazladır. Genel özellikleri ve bugün için teorilerinde ulaşılan son aşamalar, Sterken & Jerzykiewicz'in son derlemesinde detaylı olarak açıklanmıştır.

β Cephei’lerin ışık değişim genlikleri görsel bölgede 0.1 kadirden daha küçüktür (BW Vul hariç), dikine hız değişim genlikleri ise 50 km/sn nin altındadır (σ Sco ve BW Vul hariç). Değişimler genelde "yarı-sinüsel" ışık eğrileri veren "tek-dönemli (monoperiodic)" yapılara sahiptir, ancak bazı örneklerinde "temel-dönem" ve bunun yanında "harmonikleri" de gözlenebilmektedir. Harmoniklere (ikincil dönemler) ilişkin genlikler daha düşüktür. β Cephei'lerin büyük birçoğunluğu tayf çizgi profillerinde de değişim göstermektedir. Işık eğrilerinin iniş koluna denk gelen evrelerde çizgi profilleri en geniş şeklini almaktadır. Bu profil değişimlerine bazı durumlarda çizgi yarılması da eşlik etmektedir.

Işık değişim genliklerinin çok düşük olması nedeniyle uzunca bir süre V=6.5 kadirden daha sönük β Cephei değişeni keşfedilememiştir. Sönük β Cephei'lerin keşfi, bu yıldızlar için yapılan sistematik gözlemlerle gerçekleşmiştir. Bilinen örneklerinden sadece ikisi, HD 92024 ve 16 Lac, örten çift yıldız bileşenidir. Dış galaksilerde, BMB ve KMB'de henüz keşfedilmiş β Cephei değişeni yoktur.

Işınım güçleri ve tayf türleri gereği H-R diyagramında dar bir bölgeye sıkışmışlardır. Bu bölge genelde "β Cep kararsızlık kuşağı" olarak bilinir. Bu bölgede bazı Be türü yıldızlar da bulunmaktadır. Bir süre β Cephei olarak görünen bazı yıldızlar diğer zamanlarında Be türü bir yıldıza dönüşebilmektedir. En güzel örnek grubun prototipi β Cep'in kendisidir, 1990 yılında beklenmedik bir şiddette tayfında Hα salması izlenmeye başlanmıştır. Buna karşılık çok iyi gözlenmiş bir Be yıldızı olan EW CMa (27 CMa), 1987 ile 1990 yılları arasında belirgin zonklamalar göstermiştir.

BW Vul (B2III, V=6m.55), β Cephei'ler arasında bilinen en büyük ışık değişim genliğine ve dikine hız değişimine sahip olanıdır. Işık eğrisinin çıkış kolu üzerinde ışığın sabit kaldığı ve "durağan evre" olarak adlandırılan bir bölge bulunmaktadır. Maksimum seviyeden 0.05 kadir daha aşağıda gerçekleşen bu olgunun "durağanlık süresi" 0.03 gün mertebesindedir. Görsel bölgede 0.2 kadir olan toplam ışık değişim genliği morötesi bölgede 1.2 kadire ulaşmakta, kızılötede ise hızla düşmektedir. BW Vul'un dönemi yaklaşık olarak 5 saatir ve yüzyılda 2 saniyelik bir artışla dönem değişimi de göstermektedir.

Christy 1966'da, He+ iyonizasyon katmanına sahip yıldızların, bu katmandaki ani donukluk değişimleriyle denge durumlarından saparak kararsız bir hale gelebileceklerini göstermiş ve zonklamaya ilişkin modern teorilerin temelini atmıştır. Donukluk değişimine dayalı bu mekanizmaya κ-mekanizması denmektedir. Klasik Sefe'ler, δ Scuti'ler, RV Tauri'ler, ve RR Lyrae'ler için bu mekanizma çalışırken, He+ iyonizasyon bölgesi bulundurmadıklarından β Cephei'lerde geçerli bir mekanizma olamamıştır. β Cephei’lerin zonklama mekanizmaları için tutarlı teoriler, ancak Iglesias vd.'nin "OPAL" adı verilen yeni donukluk hesaplarını yayınlamaları ile geliştirilmeye başlanmıştır. Iglesias vd. donukluk hesaplarında daha önce hesaba katılmayan, element atomlarındaki elektronların spin-yörünge etkileşimlerinin donukluğu önemli ölçüde arttırıcı rol oynadığını ve bu etkinin β Cephei'lerde de zonklamaları başlatabilecek bazı bölgelerde gerçekleşebileceğini göstermişlerdir. Iglesias vd.'nin bu çalışmasından hemen sonra çok sayıda araştırmacı, yeni OPAL donukluk değerleri ile kurguladıkları teorileriyle, β Cephei'lerde gözlenen temel ve harmonik zonklama modlarının açıklanabilir olduklarını göstermişlerdir.





Be yıldızı

Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:

Be yıldızları H-R diyagramında genel olarak β Cephei ve 53 Per/orta-B yıldızları ile aynı bölgeyi paylaşmaktadır. Bazı β Cephei yıldızları aniden salma çizgileri gösterir ve Be yıldızı haline gelir, buna karşılık bazı Be yıldızları belirli zamanlarında zonklamalar gösterir. Ayrıca EW CMa gibi bazı Be yıldızları zonklamaya başlamadan hemen önce birkaç hafta süren ani parlaklık düşüşleri de göstermektedir. EW CMa da birbirini takip eden yarıdönemli zonklamaların dönemi kabaca 10-20 gün arasındadır.

Çoğu Be yıldızı kısa veya orta zaman ölçekli ışık değişimleri göstermektedir. Bu değişimlere ilişkin dönemler 0.4 – 3 gün arasında olup çoklu dönemler ve ışık eğrilerinde çift dalga yapıları izlenmektedir. Işık değişim genlikleri ise 0.01 – 0.3 kadir aralığında çeşitli değerlere sahiptir. Tayflarında görülen belirgin salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri genelde birbirleri ile uyumlu korelasyonlar göstermektedir. Bu açıdan ilgi çekici iki örnek γ Cas ve V744 Her'in salma çizgilerindeki şiddet değişimi ile ışık değişimleri ters korelasyonlar göstermektedir.

Be yıldızlarının uzun-dönemli değişimleri Harmanec tarafından iki ayrı kategoride tarif edilmiştir:

Balona, Be yıldızlarının çizgi profili ve ışık değişim dönemlerinin, dönme dönemlerine çok yakın olduğunu göstermiş ve buna bağlı olarak değişimlerin kaynağının çapsal olmayan zonklamalar yerine, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu ortaya çıkan modülasyonlardan kaynaklandığını söylemiştir.

İlginç bir Be yıldızı olan η Cen'in çok az rastlanan 3 dalgalı ışık değişiminin dönemi P=1.927 gündür. Ancak daha sonra ışık değişiminin P=0.642424 gün ile tek bir sinüs dalgası olarak ifade edilebildiği görülmüştür. Işık eğrisi, az da olsa simetriden sapmış sinüs biçimli bir dalgadır ve genliği strömgren y,b,v bantlarında ortalama 0.05 kadirdir. u bandında ise 0.1 kadir yöresindedir. Dolayısıyla β Cep yıldızlarında görülen, azalan dalgaboyu ile artan genlik özelliği η Cen'de de izlenmektedir. Ancak HD 50123'de durum bunun tam tersidir. v bandında değişim genliği son derece düşük, b ve y de sırası ile 0.05 ve 0.08, u bandında ise değişim görülmemektedir. Bu garip durum Sterken vd. tarafından açıklanmıştır. HD 50123, B6Ve+K0III tayf türüne sahip bir çift yıldızdır, yörünge eğimi tutulma oluşturamayacak derecede düşüktür ve izlenen ışık değişimi, sadece karşılıklı çekim etkisi sonucu basıklaşmış ve sistemin toplam ışınımında baskın olan Be yıldızının ekseni etrafında dönmesi sonucu oluşmaktadır. Dolayısıyla HD 50123'de izlenen ışık değişimi, elipsoid değişenlerin gösterdikleri türdendir. Beech'in 27 adet elipsoid değişenden oluşma listesinde, sistemlerin yörünge dönemleri 0.8 – 5.6 gün aralığındadır ve tayf türleri O ile G2 arasında bulunan cüce yıldızlardır. HD 50123, elipsoidal değişenler
arasında 28.6 günlük dönemi ile biraz uç bir noktadadır ve Roche şişimini doldurmuş bileşene (K0 devi) sahip bilinen tek örnektir. HD 50123 gibi sistemler aslında sayıca az olmamalıdır, ancak genliklerinin düşük ve dönemlerinin uzun olması, keşfedilmelerinin önündeki en önemli engeldir. HD 50123 genel konfigürasyonu açısından W Serpentis türü çift sistemlerle özdeştir.
"Uzun dönemli Algoller" olarak da adlandırılan W Ser sistemleri, büyük kütleli bileşenleri etrafında kalınca bir disk, tuhaf ve düzensiz tekrarlayan ışık eğrileri, tayflarında belirgin optik bölge salma çizgileri ve uzun zaman aralıkları içinde gösterdikleri dönem değişimleri ile karakterize edilmektedirler. HD 50123 ile güçlü etkileşen ve tutulma gösteren W Ser türü SX Cas (B7+K3III) arasındaki benzerlikleri bozan tek olgu, düşük yörünge eğimi nedeniyle HD 50123 de tutulma izlenmemesi ve bu sayede yığılma diskinin, etrafında bulunduğu B türü ana bileşenin ışığına engel olmamasıdır.

Be yıldızlarının ışık değişim karakterlerine ilişkin diğer bir ilginç örnek ise HR 2517'de izlenen yapılardır. 10 yıl boyunca strömgren-uvby bantlarında mikrodeğişimler gösteren bu Be yıldızı, son 2 yıldır tekrarlayan nitelikte 0.1 kadir üzerinde flare benzeri parlamalar göstermektedir. Zaman ölçekleri farklı olmak üzere benzer yapılar κ CMa’da da izlenmektedir. Balona, bu yapıları yüzey parlaklık dağılımında oluşan ani değişimlere bağlamakta ve böylece Be yıldızlarının ışık değişiminin sadece radyal olmayan zonklamalardan kaynaklanmadığını ileri sürmektedir. Balona, yüzey üzerinde ani parlamalar gösteren bu bölgelerin, yıldızın ekseni etrafında dönmesi sonucu, ışık eğrisinde ve tayfsal çizgi profillerinde modülasyonlara neden olduğunu ileri sürmektedir. Sterken ve Manfroid, ışık eğrisinde flare benzeri yapılar olarak izlenen bu değişimlere alternatif bir açıklama getirmişlerdir. Buna göre HR 2517, eliptik yörüngeli ve büyük kütleli bir yakın çift yıldız sistemidir. Başlangıçta büyük kütleli olan bileşen, kütlesini büyük oranda kaybederek düşük kütleli şıkışık bir cisme dönüşmüş durum