變星
此條目介紹的是恆星亮度的變化。关于新星l，请见「變星」。
變星（英語：variable star）是一顆從地球上觀察亮度（其視星等）隨時間系統性變化的恆星。這種變化可能是由發射光的變化或部分阻擋光線所引起，因此變星可分為以下兩種[1]：
根據恆星系統的類型，這種變化可能包括週期性、不規則性、波動性或瞬態行為。變化可能發生在短不到一小時至長達數年的時間尺度上。許多，甚至可能是大多數恆星，至少會展現出某種程度的振盪：例如，太陽的能量輸出，在超過11年太陽週期，有大約0.1%的變化[2]。在相反的極端，一次超新星事件可以短暫蓋過整個星系[3]。截至2023年，已編目的58,200顆變星中，最常見的類型是恆星脈動，脈動變星數量略低於30,000顆，其次是食變星，數量超過10,000顆[4]。
變星自人類歷史一開始就被觀測到。第一個有記錄的週期變星是食雙星大陵五。長週期變星鯨魚座ο，於17世紀被發現，後來命名為「米拉」（英語：Mira），隨後是天鵝座χ，然後再到長蛇座R。 到1786年，已有十顆被記錄。隨著感光乾版的出現，發現的變星數量迅速增加。當造父變星於1912年證明具有週期-光度關係時，這使得它們得以用於距離測量。因此，證明螺旋星雲是位於銀河系之外的星系。幾種變星現在形成了標準燭光，成為用於決定可觀測宇宙的宇宙距離階梯[5]。食雙星的週期得以更精確地測定其組成恆星的質量與半徑，這對於恆星演化的建模特別有用[6]。
發現
一份約3,200年前編纂的古埃及幸運與不吉日曆，可能是現存的變星發現史上最早的文獻，該星為食雙星大陵五[7][8][9][10]，但這項說法的有效性受到質疑[11]。澳洲原住民也已知觀察到參宿二和心宿二的變異性，並將這些亮度變化納入口述傳統的敘事中[12][13][14]。巴比倫、中國和阿拉伯等地的天文學家記錄了新星與超新星事件的觀測[15][16]。
在望遠鏡時代的現代天文學家中，第一顆週期變星於1638年被確認，當時約翰·福西尼德·霍爾瓦達注意到蒭藁增二（鯨魚座ο，後來命名為Mira）在一個持續11個月的週期中脈動；這顆恆星早在1596年就被大衛·法布里丘斯描述為新星[17]。這項發現，加上1572年和1604年觀測到的超新星，證明星空並非如亞里斯多德及其他古代哲學家所教導的那樣永遠不變。因此，變星的發現促成了十六世紀及十七世紀初的天文革命[18]。
第二顆被描述的變星是蒙塔纳里在1669年發現的食變星大陵五（英仙座β）；約翰·古德利克在1784年對其成因給出了正確的解釋[19]。 天鵝座χ於1686年被戈特弗裡德·基什確認，然後長蛇座R在1704年由G.D. 馬拉迪發現[20]。 。 第一顆被發現的造父變星，天桴四（天鷹座η），於1784年由愛德華·皮戈特（英語：Edward Pigott）發現[21]。迄1786年，已知的變星有十顆，約翰·古德利克自己發現的有造父一（仙王座δ）和漸台二（天琴座β）[22]。自1850年以來，已知變星數量迅速增加，尤其是在透過攝影技術辨識變星之後。1885年，哈佛大學天文台開始反覆拍攝整個天空，目的就是發現變星[23]。
1912年，亨丽爱塔·斯万·勒维特（英語：Henrietta Swan Leavitt）發現造父變星的亮度與其週期性之間存在關係[24]。當愛德溫·哈伯在1924年於當時所稱的仙女座星雲發現了造父變星。他利用這個結果，得到的距離估計顯示該星雲是位於銀河系之外一個島宇宙」。這結束了關於螺旋星雲的本質引發了激烈辯論[25]。 1930年，天體物理學家塞西莉亞·佩恩-加波施金（英語：Cecilia Payne-Gaposchkin）出版了《高光度之星》一書[26]，她在該計畫中對變星進行了大量觀測，特別關注造父變星[27]。她與丈夫謝爾蓋·加波什金共同進行的變星分析與觀測，為後續所有相關研究奠定了基礎[28]。
2008年版的《變星總表》[29]列出銀河系中超過46,000顆變星，以及其它星系中的10,000顆變星，以及超過10,000顆「疑似」變星。業餘天文學家長期以來在變星觀測中扮演重要角色，或許最古老的組織是英國天文協會成立於1890年的變星分會[30]。
變異性偵測
最常見的變異類型涉及亮度的變化，但其它類型的變異也會出現，特別是在光譜和偏振的變化。透過結合光變曲線的資料與觀測到的光譜變化，天文學家通常能解釋為何特定恆星會變異。
變星觀測
變星通常通過光度測定進行分析[31]、 分光光度法、光譜[32]和偏振測量[33]進行分析。可測量其亮度變化，繪製出光變曲線。對於規則變星，變異的週期及其振幅可以非常確定； 然而，對許多變星來說，這些數量可能隨時間緩慢變化，甚至在不同週期之間變化。光變曲線中的峰值亮度稱為極大值，而谷底則稱為極小值[34]。
業餘天文學家可以透過目視比較恆星與望遠鏡同一視野內，星等已知且恆定的其它恆星，來進行有益的科學研究。透過估算變星的星等並記錄觀測時間，可以構建視光度曲線。像美國變星觀測者協會（英語：American Association of Variable Star Observers）和英國天文協會這類組織，收集全球參與者的觀測數據，並與科學界分享[35]。
- 亮度變化週期：週期性、半週期性、不規則或者為獨一無二的？
- 亮度波動的週期是多久？
- 光變曲線的形狀是什麼（對稱還是不對稱、角度平滑變化、每個週期只有一個或多個極小值等等）？
從光譜中可推導出以下資料[37]：
- 它是什麼樣的恆星：它的表面有效溫度、光度類型（矮星、巨星、超巨星等）？
- 它是單一恆星，還是聯星？（聯星的綜合光譜可以顯示出各成員恆星的光譜元素）
- 光譜會隨時間改變嗎？（例如，恆星可能會週期性地變得更熱或更冷）
- 亮度的變化可能強烈依賴於觀測到的光譜部分（例如可見光變化很大，但紅外線幾乎沒有變化）
- 若光譜線波長改變，則表示存在運動（例如恆星週期性膨脹與收縮，或其自轉，或氣體殼層膨脹）（都卜勒效應）
- 恆星的強磁場訊息可從光譜中得知[38]。
- 異常的發射或吸收線可能是恆星大氣層或恆星周圍氣體雲的跡象。
在極少數情況下，能夠拍攝恆星盤的圖像[39]。有些斑點可能在表面呈現較深色的區域。 其中一種技術是都卜勒成像，它能利用光譜線的移動來測量速度，然後用來判斷快速旋轉恆星表面某個斑點的位置[40]。
觀測資料的解釋
結合光變曲線與光譜資料，通常能提供變星變化的線索[41]。例如，脈動恆星的證據可見於其光譜的移動，因為其表面週期性地向我們靠近和遠離，頻率與亮度就相應的隨之變化[42]。
約有三分之二的變星似乎都在脈動[43]。1930年代，天文學家亞瑟·愛丁頓（英語：Arthur Eddington）證明描述恆星內部的數學方程式可能導致不穩定性，進而使恆星脈動[44]。這個機制被稱為「愛丁頓閥」，但現在更常被稱為Κ機制[45]。最常見的不穩定性類型與恆星外層對流層電離程度的振盪有關[46]。大多數恆星有兩層，分別發生氫和氦的電離。這些被稱為部分電離帶，而這些層的位置決定了恆星的脈動性質[45]。已知造父變星的脈動是由氦的電離振盪所驅動（從 He++到He+，再回到He++）[47]。
當恆星處於膨脹階段時，部分電離帶膨脹，導致其冷卻。由於溫度下降，電離程度也會降低。這使得電漿更透明，因此恆星更容易輻射其能量。這反過來使恆星開始收縮。當氣體被壓縮時，會被加熱，電離程度再次增加。這使得氣體變得更不透明，輻射會暫時被氣體捕捉。這會進一步加熱氣體，使其再次膨脹。因此，膨脹與收縮的循環得以維持[45]。
在許多情況下，可以建構出預測變星行為的數學模型。通常假設變異期為恆定的。接著，該模型可用來構建一個O-C圖，該圖是觀察到的（O）行為減去計算出的（C）行為模型，或是跨多個週期折疊的圖。若模型能產生良好擬合，此圖可用來偵測週期變化、拱線轉動、Applegate機制的影響、隨機週期變化，或聯星系統與第三個天體的交互作用[48]。
命名法
在任何一個星座中，最早被發現的變星以字母R到Z字依序示，例如仙女座R。這套系統由阿格蘭德所發展的，他將星座中第一個未命名的變星以字母R命名[49]，這是未被拜耳使用的第一個字母。單字母用盡後使用雙字母，從RR至RZ、SS到SZ，直到ZZ，用於後續發現的變星，例如天琴座RR。接續的發現則使用雙字母AA至AZ、BB至BZ，直到QQ至QZ（為避免與「I」混淆，不使用字母「J」）[50]。當這334個組合用盡後，變星就會依發現順序從前綴V335開始編號排序[51]。
分類
變星可以是「內因變星」或「外因變星」[52]。
- 內因變星
- 這種變異是由恆星本身物理性質的變化所引起。此類別可分為四個子群：
- 外因變星
- 這種變異性是由外部觀測角度如自轉或食所造成。分為兩個子群：
這些子群進一步細分為特定類型的變星，通常以其原型命名。例如，矮新星被指定為「雙子座U型變星」，源自該類中首顆被認可的恆星是「雙子座U」。[54]。
銀河系的恆星成員根據年齡、化學豐度及銀河系中的運動分為兩組。第一族群的恆星限制於銀河系的盤面，稱為薄盤恆星。這些恆星起源於疏散星團，且常展現出由恆星融合過程產生的高豐富元素，即其金屬量。第二族群恆星較常分布於厚盤、銀暈、球狀星團以及核球。這些是更古老的恆星，顯示出比氦質量更重元素的豐度較低。在某些情況下，變星的分類系統及其行為是由其族群成員所決定的[55]。
脈動變星
脈動恆星會膨脹與收縮，影響其亮度與光譜。脈動通常分為：徑向，整顆恆星整體膨脹與收縮；非逕向，恆星的一部分膨脹，而另一部分收縮[56][57]。
根據脈動類型及其在恆星中的位置，有一個自然頻率或基頻決定恆星的週期。恆星也可能以諧波或泛音脈動，這是較高頻率，對應較短的週期。 脈動變星有時具有單一明確的週期，但通常會同時以多個頻率脈動，因此需要複雜的分析來確定各自的干擾週期。在某些情況下，脈動沒有明確的頻率，導致隨機變化，稱為隨機。利用恆星脈動研究恆星內部的現象被稱為星震學[58]。
脈衝的膨脹相是由高不透明度物質阻斷內部能量流所引起[58]，但必須在恆星的特定深度發生，才能產生可觀測的脈動。若膨脹發生在對流帶以下，則恆星表面不會有變化。如果膨脹發生在靠近表面的位置，恢復力將過於微弱，亦無法產生脈動[59]。產生脈動收縮相位的恢復力可能是壓力，若脈動發生在恆星深處的非簡併層，這稱為聲學或壓力脈動模式，簡稱P模式。在其它情況下，恢復力為重力，這稱為g-模式。脈動變星通常只在其中一種模式中脈動[58]。
造父變星與類造父變星
赫羅圖是一張恆星散點圖，顯示絕對星等與光譜分類（光度與有效溫度之間的關係。大多數普通恆星如太陽，位於圖中從右下到左上延伸的帶狀帶，稱為主序帶。幾種脈動恆星佔據一個稱為造父變星（造父不穩定帶）的盒子，該框穿越主序星區域的A和F恆星區域，然後沿著赫羅圖垂直且向右延伸，最終穿越超巨星的軌跡[60]。這些恆星會非常規律地膨脹和收縮，這是由恆星自身的質量共振，通常是基頻所引起。愛丁頓閥門的脈動變數機制被認為解釋了造父變星的脈動現象[61]。
造父變星的脈動不穩定性與恆星光譜類別，有效溫度及表面徑向速度的變化相關[61]。不穩定帶上的每個子群在週期與絕對星等之間都有固定的週光關係，以及恆星週期與平均密度之間的關係。週期-光度關係使這些高光度造父變星在測定本星系群內及更遠星系的距離時非常有用[25]。
造父變數僅以造父一（仙王座δ）命名，而另一類完全不同的變星則以 上衛增一（仙王座β）命名。
經典造父變星
第一型造父變星，也稱為經典造父變星或仙王座δ型變星，是演化出的一個族群（年輕、質量大且明亮）的黃色超巨星，其脈動非常規律，週期介於1至100天之間[61]。它們是相對罕見的恆星，擁有氫燃燒的前驅星，且其太陽質量和溫度都超過B5類[62][63]。它們的徑向脈動是由外層電離氦和氫的高不透明度所驅動[63]。由於其高光度，經典造父變星可以在銀河系外的鄰近星系中觀測到[61]。1784年9月10日，愛德華·皮戈特檢測到天鷹座η的變異性，這是造父變星類別中已知的第一個代表。然而，經典造父變星的名稱來源，是幾個月後由約翰·古德利克發現其變異性的恆星仙王座δ（造父一）[64]。
天空中明亮的北極星，是位置比較特殊的一顆恆星，它也是造父型變星。
第二型造父變星
第二型造父變星（歷史上曾稱為室女座W型變星）具有極為規律的光脈動和光度關係，類似仙王座δ型造父變星，因此最初被誤認為後者類別。相較於較年輕的第一型造父變星，第二型造父變星是屬於較早的第二族群類別的罕見恆星[61]。II型的金屬豐度較低，質量也低得多，僅約0.5–0.6 M☉[65]，光度較低，且週期與光度的關係略有偏移，因此了解所觀測的恆星類型始終很重要。它們可根據光變曲線的形狀來辨識。第二型造父變星根據其脈動週期進一步細分為週期1 to 4日武仙座BL型，室女座W型的週期為4 to 20日，和週期可以超過100日的金牛座RV型[66]。這三種子型對應恆星在核心氦氣耗盡後，恆星演化的後續狀態[67][65]。
金牛座RV型變星
這些是黃色超巨星（實際上是AGB後低質量恆星，處於生命中最光亮階段），具有交替的深淺極小值[68]。這種雙峰變化的週期通常為30至150天，振幅可達3星等[69]。在這種變化之上，可能會有數年長期的變化[68]。在最大光度時，光譜為F型或G型，最低亮度則為K型或M型[70]。它們位於不穩定帶附近，形成了II型造父變星更高的光度延伸，且比I型造父變星更冷[71]。它們的脈動是由與氦不透明度相關的基本機制所引起，但它們處於生命的截然不同階段。
天琴座RR型變星
這些相對常見的變星與造父變星有些相似，但亮度較低且週期較短。它們比第一型造父變星更古老，屬於第二族群，但質量比第二型造父變星要輕[72]。由於常見於球狀星團中，偶爾被稱為「星團型造父變星」[73]。它們在紅外線K波段中也有明確的週期-光度關係，因此也可作為距離指標[72]。做為標準燭光，它們可被偵測到Mpc，位於本星系群的星系群中[74]。這些是具有A型或F型光譜的低質量巨星，目前位於水平分支上。它們呈放射狀脈動，視亮度變化約0.2至2星等（亮度變化20%至超過500%），持續數小時到一天甚至更久。該類別依照光變曲線形狀分為子型：「a」、「b」和「c」[72]。
盾牌座δ型變星
盾牌座δ型變星（δ Sct）與造父變星相似，但亮度較暗且週期更短。它們曾被稱為「矮造父變星」[75]。 盾牌座δ型變星同時顯示徑向與非徑向脈動模式。它們常呈現多個重疊的週期，這些週期組合起來形成複雜的光變曲線。它們的光譜類型通常是晚期A型和早期F型恆星，並且位於赫羅圖的主序星上或附近。當金屬豐度與太陽相當時，質量從較慢週期的約為太陽的1.6倍，到脈動率較高時的2.4倍不等。旋轉速率為40 to 250 km/s，盾牌座δ型變星顯示較小振幅約0.01–0.03星等的變化，但具有多種脈動模式的星等，包括許多非徑向模式。對於較慢的旋轉速率，在30 km/s，振幅為0.20–0.30星等或更大，且通常是徑向脈動[76]。具有類似盾牌座δ型變化且振幅大於0.3星等的恆星被稱為船帆座AI型變星，以其原型船帆座AI命名[77]。
鳳凰座SX型變星
這些恆星是金屬貧乏的第二星族星，屬於盾牌座δ型變星 Scuti 變星的子類，主要存在於球狀星團中。它們的亮度波動約為0.7個數量級（約100%亮度變化），且短暫變化時間為1至3小時。 它們的質量範圍為1.0–1.3太陽質量。在星團中，它們被稱為脈動的藍離散星，推測是由兩顆普通恆星在緊密雙星系統中合併而成。鳳凰座SX型變星是慢速旋轉，大多數脈動模式是徑向的[76][78]。
快速振盪Ap星
快速振盪Ap星（roAp variables）是快速旋轉、強磁性的化學特異恆星，屬於光譜型A或偶爾為F0型，稱為Ap星。它們的變化極快，週期僅為幾分鐘，振幅僅數千分之一個星等。不同於盾牌座δ型變星，roAp星脈動時會以單一高頻或多個密集間隔的高頻脈動。然而，roAp星的孤立高頻也曾在非化學特異的恆星中觀察到，且部分盾牌座δ型變星在roAp範圍內顯示脈動現象。 因此，兩者的區別並不明確[79]。
早期光譜型（O或B）的藍白色變星
藍白色的星，通常是巨星，特徵是只有微小的光度變化和短的週期。
仙王座β型變星
仙王座β型變星（歐洲的國家通常稱之為大犬座β型變星），在0.1～0.6天的短週期內，光度有0.01～0.3等的變化幅度，在收縮至最小時光度最亮。
長週期變星
長週期變星是低溫恆星，脈動週期範圍從數週到數年不等。所有比光譜型K5更冷的巨星都會因徑向脈動而變異[80]。許多此類的變星顯示出持續數百至數千天的較長週期次級變異。這可能會使亮度變化數個星等，但通常會小得多，因為較快速的主變值會疊加。這種次級變異的原因尚不明確，有多種說法歸因於脈動、雙星和恆星自轉[81][82][83]。
米拉變星
米拉變星（芻藁變星）是接近其活躍生命末期的老年恆星，位於漸近巨星支（AGB）的紅巨星。它們的徑向脈動週期可從不到100天到超過2,000天不等，雖然大多數時間在200到450天之間[84]。它們在8星等的範圍內逐漸暗淡與變亮，亮度變化達一千倍[85]。米拉本身，也就是鯨魚座ο（ο Cet），亮度從接近2等星到最微弱的10等星，週期約為332天[86]。這些極大的視覺振幅主要是因為恆星溫度變化時，能量輸出在可見光與紅外線之間轉移所致[85]。在少數情況下，米拉變星在數十年內呈現劇烈的週期變化，這被認為與最年老的AGB恆星熱脈衝週期有關[87]。
半規則變星
這些變星是長週期變星，但週期較短且振幅較小，且光變曲線較不規律。SRa 和SRb類型為紅巨星，可見振幅通常小於2.5星等，但後者的週期性較不規律[88]。它們被認為是米拉變星的前身，但壽命較長，因此更為常見。SRc和SRd類型主要由紅超巨星和黃超巨星組成[88]。
半規則變星偶爾可能顯示明確的週期，但更多時候呈現較不明確的變化，有時可解析為多個週期[88][89]。一個著名的半規則變星例子是參宿四，其亮度變化幅度為半個星等，週期為 1.10和5.75年[90]。至少有些半規則變星與米拉變星有非常密切相關，可能唯一的差異是脈動頻率不同[91]。
慢不規則變星
這些是紅巨星或紅超巨星，只有些許或沒有可偵測到的週期性。有些變星研究不足，常有多個週期，但有些則可能純粹是混沌的[92]。這些變星依據是冷巨星或冷超巨星，分別被歸類為Lb型或Lc型[80]。一個著名的慢不規則變星例子是心宿二，被歸類為Lc型，在視星等的亮度變化範圍為0.88 to 1.16[92]。
長次週期變星
許多紅巨星和紅超巨星變星都會在超過數百天到數千天的時間出現變異。雖然平常的變化很緩慢，但疊加主要的變化後，顯示有快速的變化，它們的亮度會有幾個星等的變化。這種變化的原因尚不清楚，被歸結為脈動、聯星和恆星自轉等等[81][93][94]。
仙王座β型變星
仙王座β型變星，有時稱為大犬座β型變星（尤其在歐洲）[95]。經歷0.1至0.6天的短週期脈動，振幅為0.01至0.3星等（亮度變化在1%至30%）。它們在收縮最小期最為明亮。許多此類恆星展現多種脈動週期[96]。
慢脈動B型變星
緩慢脈動B型星（Slowly pulsating B，SPB）是高溫的主序星，其亮度略低於仙王座β型變星，但週期較長，振幅也更大[97]。
非常快速脈動熱變星
這種罕見的變星原型是長蛇座V361，是一顆15等的B型次矮星。它們的脈動週期只有幾分鐘，但可能同時有多個脈動週期。它們的振幅只有幾百分之一的幅度。在變星總表的分類中標示為RPHS，脈動的模式是P-模式[98]。
望遠鏡座PV型變星
此類變星為Bp型超巨星，週期在0.1-1天，平均振幅0.1星等。它們的光譜奇特，有微弱的氫線，而另一方面碳和氦線特別強，是極端氦星。
金牛座RV型變星
這類變星都是黃超巨星（確切說是低質量的後漸近巨星分支星在其生命中最亮的階段），有著交替深淺的二次及小值。這種雙峰變化的週期通常在30-100天，振幅在3-4星等。疊加這種變化，可能在幾年內出現更長期的變化。它們在最亮時的光譜為F或G型，亮度最低時的光譜為K或M型。它們位於不穩定帶附近，溫度比經典造父變星低，但比第二型造父變星更明亮。它們的脈動是由於氦的不透明性，是相同的基本機制，但它們處於恆星演化上完全不同的階段。
天鵝座α型變星
天鵝座α型變星是非徑向脈動的超巨星，光譜類型是Bep至AepIa。它們的週期從幾天到幾週不等，變異的幅度通常是0.1星等。光度的變化通常是由許多振盪疊加與閉合引起，似乎是不規則的。天津四（天鵝座α）是此類變星的原型。
劍魚座γ型變星
劍魚座γ型變星是非徑向脈動主序星，光譜類型F到後期A。它們的週期約為1天，振幅通常為0.1星等。
脈動白矮星
這一類非徑向脈動變星的週期短至數百至數千秒，波動幅度為0.001至0.2星等。已知的脈動白矮星（或前白矮星）類型包括大氣層以氫為主和光譜類型為DA的DAV，或鯨魚座ZZ星[99]、大氣層以氦為主導和光譜類型為DB的DBV，或武仙座V777星[100]，和大氣層為氦、碳和氧為主的室女座GW星。室女座GW型又可以細分為DOV和 PNNV星[101][102]。
類太陽振盪
太陽振盪的振幅非常低，在大量的模式中有一種週期約為5分鐘的振盪。太陽的振盪是由外層的對流驅動，研究這些振盪的學問稱為日震學。 類太陽振盪這樣的術語用於描述其它恆星以同樣方式激發的振盪，這些振盪是星震學積極研究的主要領域之一。
藍大振幅脈動變星
藍大振幅脈動變星是極為罕見的一種脈動變星，典型的週期在20-40分鐘，變化為0.2-0.4星等。
不規則變星
它們通常是不具週期性或似乎有週期的紅超巨星，有些可能是缺乏研究的半規則變星，需要更多的觀察以重新分類。
非徑向脹縮
非徑向脹縮導因於球體週期性的畸變，例如，一些橢球體形狀的恆星可能導致表面的振盪。
鯨魚ZZ型變星
這種非逕向脹縮形變星的週期非常短，不會超過25分鐘，變光的幅度也只有0.001～0.2等。鯨魚座ZZ可能是一顆光譜型DA的白矮星，或是DAV的白矮星變星。
噴發變星
噴發變星顯示不規則或半規則的亮度變化，是由恆星丟失質量，或在某些情況下吸積質量。儘管名稱上看不出是爆炸事件，但這些都是災難性的變星。
原恆星
原恆星是年輕的天體，是尚在收縮過程，還未完成從氣體星雲收縮成名符其實的恆星。大多數原恆星表現出不規則的亮度變化。
赫比格Ae/Be星
質量更大的變星（2-8太陽質量），赫比格Ae/Be星被認為是由於氣體-塵埃的團塊，形成星週盤軌道上運行。
獵戶型變星
獵戶變星通常是崁入在雲氣中的年輕、炙熱的主序星。它們具有不規則的週期與好幾個星等的振幅；眾所周知的金牛座T型變星是獵戶變星的一個子類型。金牛座T型變星的變光是因為表面的斑點，和在星周盤軌道上的氣體-塵埃團塊。
獵戶座FU型變星
此類變星多留駐在反射星雲中，亮度在6等以下，會逐漸增光，然後長時間的維持這個亮度。然後，它會在幾年的時間裡變暗2個星等（約變暗6倍）。例如，天鵝座V1057在11年內變暗了2.5星等（變暗10倍）。獵戶座FU型變星的光譜類型從A到G都有，可能是金牛座T型變星在演化過程中的一個階段。
巨星和超巨星
相對而言，巨大的恆星較容易失去它們的物質。因此，在巨星和超巨星階段，由於噴發和質量損失引發變異性，是非常普遍的。
高光度藍變星
所知的劍魚座S型變星，最明亮的變星即屬於此類。範例還有特超巨星海山二（船底座η）和天津增九（天鵝座P）。它們有著長期的高質量損失，並且每隔幾年内部的脈動導致恆星超過其艾丁頓極限，質量損失會增加得更大。儘管整體的亮度基本保持不變，但是亮度會增加。在少數高光度藍變星觀察到的巨量噴發確實增加了亮度，以致它們被貼上假超新星的標籤，並且被認為是不同的類型。
黃超巨星
這些大質量恆星的演化，由於亮度高和位於赫羅圖不穩定帶位置的上方而不穩定，它們由於質量大和偶爾爆發而出現緩慢但有時是較大的光度和光譜變化，再加上可觀測的時間尺度而使變化難以察覺。最著名的例子是螣蛇十二（仙后座ρ）。
北冕座R型變星
雖然這些恆星被歸類為噴發變星，但亮度不會週期性的增加。取而代之的是，它們大部分的時間都花在最大亮度上，而在不規則的時間間隔下，它們會突然減光1～9個星等（變暗2.5～4,000倍），然後花幾年或幾個月的時間回復到初始的亮度。這種變化被認為是塵埃在恆星的大氣層內形成的機制造成的，當塵埃形成並在恆星移動時，溫度終將低至塵埃冷凝的溫度之下，這時光線的傳導會受到遮蔽，於是造成恆星光度下降；當塵埃逐漸消散時，光度也就逐漸回復了。這些恆星大多數是因為其光度被歸類為黃超巨星，而實際上它們是後漸近巨星支星；但也有紅巨星和藍巨星屬於北冕座R型變星（R CrB）。北冕座R是此類變星的原型，其它的例子包括小熊座Z和金牛座SU。英仙座DY型變星是此型的子類，除了噴發之外，它們也具有週期性的變異性。
沃夫–瑞葉型變星
沃夫–瑞葉星是有時會呈現多變性的巨大高溫恆星，其變異可能是由於幾個不同的原因，包括聯星的交互作用和圍繞恆星旋轉的氣體團。它們具有包括氦、氮、碳和氧等元素的廣泛發射譜線。某些此類變星的變化似乎是隨機的，而其它的則顯示多個週期。
仙后座γ型變星
策（仙后座γ）是非超巨星但快速旋轉的B型發射譜線恆星，由於快速旋轉導致物質在其赤道區域彈出，其亮度不規律的波動達1.5星等（亮度變化四倍）。它是此型變星的原型。
焰星
在主序星中，大多數爆發變星都是特殊的。它們通常只是焰星，也稱為鯨魚座UV型變星。它們都是光度非常黯淡的主序星，定期會發生閃焰。它們在幾秒鐘內亮度就會增加2星等（亮度增加6倍），然後在半小時內逐漸消退至正常亮度。鄰近的幾顆紅矮星，包括比鄰星和沃夫359，都是焰星。
獵犬座RS型變星
這些是具有活躍色球層，包括受其辦星影響而增強的巨大星斑和耀斑的密接聯星系統。變異週期的尺度從數天，到接近軌道週期，有時還伴隨著星食，以及以年為尺度的星斑活動變化。
激變或爆發變星
超新星
超新星是最戲劇性的激變變星，是宇宙中最激烈的事件之一。超新星可以在極短暫的時間內釋放出與整個星系一樣多的能量，使其視亮度激增20星等（亮度超過一億倍）。超新星爆炸是白矮星或恆星的核心達到一定的質量/密度極限（錢德拉塞卡極限）引起的，導致該天體在瞬間坍塌。這種崩潰的"反彈"導致恆星爆炸，並釋放出異常巨大的能量。爆炸的恆星外層以每小時數千公里的速度被拋出，這些被排出的物質可能形成被稱為"超新星殘骸"的星雲。一個眾所周知的例子就是蟹狀星雲，它來自1054年在中國和其它地方觀測到的一顆超新星。恆星或白矮星的核心可能成為中子星（一般是脈衝星），或在爆炸中完全解體。
超新星通常是由一顆質量比太陽大10倍以上的大質量恆星死亡造成的。在這顆大質量恆星生命的盡頭，一個由融合的灰燼組成，不能再融合的鐵芯，被堆積至質量超過/逼近錢德拉塞卡極限，因而崩潰。
超新星也可能由雙星系統中的伴星大規模的轉移質量給白矮星，當墜落到白矮星上的質量累積超過錢德拉塞卡極限，便會爆炸成為超新星。這一種類型的絕對光度與其光變曲線的特性有關，因此可以用來建立與其母星系的距離。1987年在大麥哲倫星系爆炸的超新星SN 1987A是被研究最多的超新星之一。
亮紅新星
亮紅新星與經典的新星無關，是由兩顆恆星合併引起的恆星爆炸。它們的典型特徵是有一個紅色的外觀和在最初的爆發後非常緩慢的光度下降。
新星
新星也是恆星劇烈爆炸的結果，但與超新星不同的是不會導致恆星本身的毀滅。新星是從熱核融合的突然點燃而爆發，在某些高壓條件下（簡併物質）爆炸會加速。它們形成於密接聯星系統，其中一顆是普通的恆星，另一顆是白矮星。這個系統可能在數十年到幾個世紀或幾千年內反覆爆發。新星取決於其光變曲線的行為，分類"快速"、"慢"或"非常慢"三類。曾經記錄到一些肉眼新星，1975年的天鵝座新星是近代歷史上最亮的，視星等曾經達到2等星。
矮新星
矮新星是涉及白矮星的物理雙星，其伴星的物質轉移會引起規律的爆發。矮新星有三種類型：
- 鹿豹座Z型：此型有部分在最大亮度和最低亮度之間，偶爾會觀察到亮度被稱為"靜止"的穩定亮度。即在高原區發生停頓的現象。
- 大熊座SU型：此型有經常性且頻繁的小爆發，但也會經歷罕見且更大的"超級爆發"。這些聯星的軌道週期通常都短於2.5小時。
武仙座DQ型變星
武仙座DQ型是正在交互作用中的雙星系統。其中，低質量的恆星將質量轉移至強磁性的白矮星。白矮星的自轉週期明顯短於雙星的軌道週期，有時可以光度計檢測週期。吸積盤通常圍繞著白矮星形成，但其最內側區域會被白矮星的磁力截斷。一旦被白矮星的磁場捕獲，內盤中的物質就會沿著磁力線傳播，直到附著在白矮星上。在極端的情況下，白矮星的磁力會阻止吸積的形成。
武仙座AM型變星
在這一類激變變星中，白矮星的磁場非常強，以至於白矮星的自轉週期與雙星軌道週期同步。轉移的物質不是形成吸積盤，而是形成吸積流沿著白矮星的磁力線輸送，直到撞擊白矮星的磁極附近。從撞擊區發呈螺旋射出的輻射可能導致數星等的變化。
仙女座Z型變星
這些共生雙星是由一顆紅巨星和高溫藍色恆星組成，並籠罩在氣體和塵埃雲中的系統。它們經歷類似新星的爆發，振幅可以高達4星等。此類型的原型是仙女座Z。
獵犬座AM型變星
獵犬座AM型變星是聯星，主星是一顆白矮星，會從伴星的白矮星、氦星、或演化中的主序星吸取富含氦的物質。它們經歷複雜的變化，有時會沒有變化，以及超短的週期。
外因變星
外因變星有兩個主要的群組：自轉變星和食變星。
自轉變星
擁有較大星斑的恆星在自轉時，當亮區或星斑出現在視圖中有可能出現顯著的亮度變化。磁星的磁極也會出現亮點；具有橢球體形狀的恆星，當朝向觀測者的面積因形狀不同而改變時，亮度也會發生變化。
非球體變星
橢球變星
這類變星是非常靠近的聯星，因為相互間的引力作用，使其形狀不是球形。當恆星因旋轉而使朝向觀測者的表面區域改變，這就會影響到從地球上看到的亮度。
星斑
恆星表面的亮度不均勻，有較暗的區域（類似太陽表面的太陽黑子），也有較亮的區域；恆星的色球亮度也可能不同。當恆星旋轉時，我們觀察到的亮度變化可能會有數十分之一的變化幅度。
后发座FK變星
這一類變星的自轉速度極快（赤道處可以達到每秒100公里的速度），因此它們是橢球的形狀。它們顯然是光譜為G型和K型的巨星，並顯示出強大的色球發射譜線。例如后髮座FK、HD199178和天秤座UZ。后髮座FK快速自轉的一個可能解釋是，它是密接聯星合併的結果。
天龍座BY變星
天龍座BY型變星的光譜為K或M，變化小於0.5星等（亮度變化70%）。
磁場
獵犬座α2型變星
獵犬座α2型變星（2 CVn）是主序星，光譜分類B8－A7，它們的變動是由於磁場的變化，顯示0.01到0.1（1%到10%）的波動。
白羊座SX型變星
此類型的變星由於高速自轉而使磁場變化，其亮度波動約為0.1星等。
光學脈衝變星
在可見光檢測到的脈衝星很少。這些中子星由於快速的自轉，亮度變化也非常的快，週期都是毫秒到數秒鐘。第一顆，也是最著名的例子就是蟹狀星雲。
食雙星
由於一些外在的原因，使觀測者看見的外因變星亮度存在著差異。其中最常見的一個原因是兩顆恆星互繞形成的聯星系統。當從某一些角度觀看時，一顆恆星可能會穿越另一顆恆星的前方，導致亮度降低。
大陵五型變星
大陵五型變星歷經的星食，在幾乎恆定的變光週期中，會出現出一個或兩個極小值。此類的原型是英仙座的大陵五（英仙座β，Algol）。
雙週期變星
雙週期變星標線出週期性的質量交換，導致軌道週期在經歷一段很長的時間內發生可預見的變化。天蠍座V393是最著名的例子。
天琴座β型變星
天琴座β型變星是非常接近的聯星，依據原型星漸台二（天琴座β，Sheliak）命名。此類食變星的光變曲線不斷的在變化，因此幾乎不可能確知每次食的開始和結束。
巨蛇座W型變星
巨蛇座W型變星的原型是半接觸聯星巨蛇座W，是由巨星或超巨星的伴星將物質傳輸給更緻密的大質量恆星。它們類似但與天琴座β型變星不相同，特徵是吸積盤上的熱點發射出強烈的紫外線輻射。
大熊座W型變星
這一型變星的變光週期不到一天的時間。恆星彼此的位置非常靠近，表面幾乎接觸到一起。
行星凌
對於擁有系外行星的恆星，如果行星在地球和恆星之間經過，恆星的光度也可能顯示初變化。相較於伴星，這種變化要小得多，只能通過極其精確的觀測來檢測。例子有HD 209458和GSC 02652-01324，以及克卜勒任務檢測到的所有行星和行星候選者。
相關條目
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