Nous allons nous intéresser ici aux mécanismes à l’origine de la pulsation des étoiles variables pulsantes. L’étoile subit plusieurs forces (cf. Mécanique interne des astres) dont deux d'entre elles (force gravitationelle et force de pression due aux réactions thermonucléaires) sont à l'équilibre hydrostatique quand elle est encore sur la séquence principale (cf. Diagramme HR). Ces deux forces se compensent parfaitement de telle sorte que l’étoile soit stable.

Dans le cas des étoiles variables pulsantes, les étoiles ne sont plus à l’équilibre hydrostatique et ainsi manifestent une variation de la taille et de la luminosité. En effet, l’étoile ne fusionne plus son hydrogène mais commence à consommer son hélium et la force de pression due à cette nouvelle réaction thermonucléaire n’est plus en équilibre avec la force de gravitation.
Pendant la phase de contraction, l’énergie gravitationnelle libérée est utilisée pour ioniser les atomes d’une ou plusieurs zones (situées dans les couches externes de l’étoile), formées d’hydrogène ou d’hélium. Ces zones plus froides que les couches non ionisées qui les entourent, peuvent absorber plus d’énergie, sous forme de chaleur, provenant du flux radiatif du centre de l’étoile.

$$ κ = \frac{ρ^m}{T^{s}} $$

Cette équation représente le paramètre d’opacité présent dans les couches d’ionisation, avec ρ la densité dans ces couches, T la température et m et s des constantes. Il faut savoir que plus l’opacité est élevée plus la capacité à bloquer les photons, en provenance des réactions du noyau, sera importante. Lors de la contraction de l’étoile, l’opacité de ces couches augmente. En effet, même si la densité et la température augmentent lors d’une contraction, le paramètre $ ρ^m $ augmente plus vite que $ T^{s} $. Arrivée à un certain point la température atteint une valeur seuil d’environ $ 10^4 $ Kelvin pour les couches ionisées, alors que la densité augmente toujours, ce qui signifie que le paramètre d’opacité va cette fois-ci augmenter qu’avec la densité.
Au fur et à mesure que la contraction progresse, la force de pression de radiation augmente également, sachant que les photons se retrouvent de plus en plus bloqués par l’opacité, jusqu’à arriver au stade où cette force devient trop grande et où l’étoile connait une expansion brutale avec la propagation d’ondes de choc hypersoniques [Chadid et al., 1996].

Au moment de cette dilatation brutale, les zones ionisées restituent cette énergie et ainsi cela va entretenir la pulsation.
Lorsque l’étoile se dilate son rayon augmente, sa température et son éclat diminuent donc quand le rayon est maximal, la température et l’éclat sont minimaux. Lorsque le rayon diminue, l'étoile se contracte et ses couches s'échauffent, donc sa température et son éclat augmentent.