Свыше 100 лет тому назад С.Бейли, изучая шаровые скопления, открыл в них, помимо многочисленных звезд типа RR Лиры, небольшое количество цефеид с периодами, несколько превышающими 1^d, а также в интервале периодов от 10^d до 20^d. Поначалу не проводили серьезного различия между этими цефеидами и цефеидами галактического поля; Х.Шепли даже включил цефеиды шаровых скоплений в единую калибровку зависимости период - светимость. Как уже упоминалось, в 1940-е гг. Б.В.Кукаркин обратил внимание, что на больших Z-координатах число цефеид заметно превышает ожидаемое на основе известной скорости убывания пространственной плотности цефеид по мере удаления от плоскости Галактики. Выяснилось, что цефеиды на высоких Z-координатах имеют кривые блеска, отличающиеся от кривых блеска большинства цефеид Галактики при тех же периодах и сходные с кривыми блеска цефеид в шаровых скоплениях. На рисунке рис. 2.31 (Кукаркин, 1949) показаны стандартные кривые блеска цефеид с . Кривая А построена для цефеид вблизи плоскости нашей Галактики, кривая Б - для цефеид в Малом Магеллановом облаке, кривая В - для цефеид в больших галактиках Андромеды и Треугольника. Эти три кривые сходны. От них отличаются кривые Г (шаровые скопления) и Д (цефеиды на высоких галактических широтах), сходные между собой. Были обнаружены и спектральные отличия таких цефеид от обычных: для цефеид сферической составляющей характерно появление водородной эмиссии на восходящей ветви кривой блеска, в то время как у большинства цефеид, примерно на тех же фазах, появляется эмиссия Ca II.

Рис. 2.31.   Стандартные кривые блеска различных выборок цефеид (по Б.В.Кукаркину).

         К сожалению, при периодах от 1 до 5 суток кривые блеска классических цефеид и цефеид сферической составляющей трудно отличить, а эмиссии в спектре не проявляются. Отделить звезды одного типа от другого в этом диапазоне периодов затруднительно. Уверенно удается классифицировать такие звезды лишь в том случае, если они находятся очень далеко от галактической плоскости.

         Среди цефеид сферической составляющей долгопериодической группы можно указать объекты, обладающие, при близких значениях периода, кривыми блеска, значительно отличающимися по форме. Предложено несколько вариантов разделения звезд типа CWA на группы по форме кривой блеска. Наибольшее распространение получила классификация, разработанная в 1967г. К.Кви и основанная на форме кривой блеска в лучах V. Он разделил все звезды типа W Девы долгопериодической группы на два подкласса - "цефеиды с гребешками" (crested Cepheids) и "цефеиды с плоской вершиной" (flat-topped Cepheids). Первые из них показывают