La classificazione delle stelle variabili ha subito nel tempo una continua evoluzione, collegata al continuo accrescersi delle evidenze osservative. Oggi si possono distinguere almeno sei categorie di variabili, ognuna con vari sottotipi di cui riportiamo alcuni esempi tra parentesi:

1. Eruttive: causate da brillamenti (flares) o eiezione di shell (T Tauri, R Coronae Borealis, S Doradus),
2. Pulsanti: con pulsazioni radiali o non radiali (vedi infra),
3. Ruotanti: causate da spot, magnetismo, variazioni di forma (Pulsar, variabili magnetiche, binarie a riflessione)
4. Cataclismiche: esplosioni da accrescimento di materia (U Gem, AM Her, Novae)
5. Binarie ad eclisse: variabilità solo apparente (Algol, $\beta$ Lyrae, W Ursae Majoris),
6. Variabili X: con variabilità dell'emissione X, (stelle di neutroni, buche nere).

Qui di seguito riassumiamo e integriamo le informazioni sulle variabili pulsanti riportate nel testo, adottando le nomenclature normalmente più utilizzate.

1. RRLyrae: indicate talora in passato anche com “Cefeidi di ammasso” sono stelle di piccola massa sul Ramo Orizzontale. Appartengono quindi a popolazioni antiche e, nella Galassia, alla Pop.II, antica e povera di metalli. Periodi minori di un giorno. Luminosità $\sim$ 40-50 L$_{\odot}$, M$_V \sim$ 0.5-0.7, leggermente dipendente dalla metallicità.
2. Cefeidi di Popolazione II: denominazione equivoca che nasconde il fatto che si tratta di stelle blu di Ramo Orizzontale che, spesso accompagnando le RR Lyrae, attraversano la strip ad alta luminosità. Stelle di piccola massa, popolazioni antiche. Periodi da 1 giorno a 1 mese. Si distinguono in BL Herculis (P < 8 d) e W Virginis (P > 8 d). Il loro numero è almeno un ordine di grandezza minore di quello delle RR Lyrae e delle Cefeidi Classiche.
3. Cefeidi Classiche: Masse intermedie e grandi masse in fase di combustione centrale di elio. Popolazioni giovani; nella Galassia Pop.I. Luminosità da centinaia a migliaia di luminosità solari. Mv da -2 a -6.5. Periodi da 1 a 100 giorni.
4. Cefeidi Anomale: Cefeidi classiche ma di masse inferiori. Presenti soprattutto nelle popolazioni giovani povere di metalli extragalattiche, quali la galassie nane del Gruppo Locale.

A queste quattro classi già dicusse, si aggiungono altre di cui ricordiamo qui le principali:

1. Delta Scuti, SX Phoenicis: strutture di sequenza principale che intercettano la stessa striscia di instabilità di Cefeidi e RR lyrae. Hanno (di conseguenza) periodi estremamente brevi, minori o dell'ordine dell'ora. Di Pop.I (<tex>$\delta$</tex> Scu) o Pop.II (SX Phoe).
2. Lungo Periodo o tipo “Mira”: Giganti Rosse con periodo da 80 a 1000 giorni.Ampiezze da 2.5 a più di 11 mag.
3. Semiregolari: Giganti Rosse con irregolare periodicità. Ampiezze sino a 3 mag e periodi da 20 giorni ad alcuni anni,
4. Beta Cephei: Stelle ad alta luminosità e alta temperatura. Periodi 0.1 -0.7 d e ampiezze 0.1 -0.3 mag.
5. RV Tauri: Supergiganti da gialle a rosse, con minimi di luce primari e secondari che si alternano. Ampiezze sino a 4 mag e periodi da 30 a 150 d. In realtà possono essere viste come un'altra categoria delle Cefeidi di Popolazione II.
6. ZZ Ceti: Nane Bianche con pulsazioni non radiali. Periodi minori di 30 min e ampiezze minori di 0.2 mag.