La variación de la velocidad radial que da lugar a la curva de velocidad radial indica que la superficie se mueve hacia fuera cuando aumenta la luminosidad (disminuye la magnitud) y que cae hacia dentro cuando se ve un mínimo de luz.

Se puede medir directamente el cambio en el radio D R(t) calculando

dR/dt = v y D R(t) =

También podemos calcular el radio sí comparamos dos fases de igual temperatura, la diferencia en magnitud bolométrica viene dada por

D m_bol = -2.5 log L(t₁) / L(t₂) = m_bol(t₁) - m_bol(t₂)

y m_bol(t₁) - m_bol(t₂) = -2.5 log R²(t₁) / R²(t₂) = 5 log R(t₁) / R(t₂)

El D m_bol se puede medir ya que D m_bol = D m_v, para la misma temperatura la corrección bolométrica es casi la misma. Con esta ecuación y la anterior podemos obtener R(t₁) / R(t₂), dado que

D R = R(t₂) - R(t₁) =

Estas estrellas cambian su radio del 5 al 20% durante un ciclo ( días o semanas) y sus radios son del orden de 50 a 100 R_¤ . Las velocidades son del orden de 30 km/s, sí el período es 10 días (10⁶ s) y se mueve hacia fuera durante la mitad del tiempo a una velocidad media de 15 km s-_-1, se puede estimar D R

D R = 1.5 x 10⁶ . 5 x 10⁵ cm = 7.5 x 10¹¹ cm = 10 R_¤

para un radio de 50 R_¤ significa un cambio del 20%.

En la Figura 5-3-3 se reproducen las variaciones de magnitud, temperatura, tipo espectral, velocidad y radio en función del período para d Cephei.

Se observa que la estrella tiene la T_ef mayor durante el máximo de luz y la más pequeña durante el mínimo de luz. Esto significa que las variaciones de magnitud observadas son debidas principalmente a los cambios de temperatura, en efecto, los radios estelares durante el máximo y mínimo de luz son casi idénticos. La máxima velocidad radial hacia fuera también ocurre durante la fase de máxima temperatura, después esta velocidad disminuye lentamente y la materia cae hacia dentro mientras la estrella se enfría.