Длительный период переменности, предшествующий Цефеидам на эволюционном пути, можно соотнести с элементами выше свинца в атомных сериях. Здесь количества энергии, выработанные при достижении последовательных пределов разрушения, меньше, поскольку эти элементы относительно редки. Но каждое приращение энергии оказывает большее влияние на звездное равновесие из-за меньшей способности хранения тепла у низкотемпературных звезд. Это усиливает влияние малых изменений в потоке материи, входящей из окружения; в результате долгопериодические изменения менее регулярны, чем у Цефеид. В общем, эти звезды не выделяются в легко распознаваемые классы в отряде Цефеид, но некоторые группы похожей природы определены. Например, переменные СП Тельца типа Мирры обнаруживаются между длиннопериодическими красными переменными и Цефеидами.[9]

В примитивной материи, из которой формировались глобулярные кластеры, имеются 35 элементов тяжелее свинца. Предел разрушения каждого из элементов устанавливает температуру в центре конкретной группы звезд так же, как предел разрушения свинца, по-видимому, устанавливает температуру в центре и, соответственно, характерные свойства Цефеид. Большинство звезд класса А, возможно, пребывает на уровне единицы магнитной ионизации, уменьшая количество стабильных элементов выше свинца до десяти, и звезды СП Тельцов рассматриваются как одни из них. Но пытаться разделить все переменные раньше Цефеид на группы и определять элементы, представляющие энергетический источник для каждой звезды, явно непрактично, даже если вовлечь в процесс еще девять групп.

Звезды, расположенные в области, где эволюционная линия класса А АС пересекает дугу зоны Цефеид, известны как звезды RR Лиры. В шаровых звездных скоплениях их много, и по этой причине они также называются переменными скоплений.

Однако в данных скоплениях имеются не только звезды класса А Цефеиды. Один вид звезды шаровых звездных скоплений, который мы еще не рассматривали, - это звезда, которая конденсируется вокруг большого ядра; либо заранее существующей мелкой звезды, либо совокупности планетарной массы. Если конденсация звезды происходит вокруг ядра такого размера, линия эволюционного развития похожа на линию развития гигантов класса С и сдвигается вверх на диаграмме ЦВ относительно траектории класса 1А. Эта линия входит в зону Цефеид там, где масса и температура в центре совпадает с массой и температурой в центре с областью звезд RR Лиры, но плотность и температура на поверхности ниже, а светимость выше. Астрономы знают эту Популяцию как звезды Цефеид типа II или звезды W Девы. Согласно нашей терминологии, они являются Цефеидами класса 1.