变星

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变星（variable star）是一颗从地球上观察亮度（其视星等）随时间系统性变化的恒星。这种变化可能是由发射光的变化或部分阻挡光线所引起，因此变星可分为以下两种：

- “内因变星”：也称为“本质变星”，其固有的亮度会改变；例如，因为恒星会膨胀和收缩。
- “外因变星”：其亮度的变化是由于能到达地球的光量改变所致；例如，食双星。因为是联星，互绕的两颗恒星会遮蔽到对方。

根据恒星系统的类型，这种变化可能包括周期性、不规则性、波动性或瞬态行为。变化可能发生在短不到一小时至长达数年的时间尺度上。许多，甚至可能是大多数恒星，至少会展现出某种程度的振荡：例如，太阳的能量输出，在超过11年太阳周期，有大约0.1%的变化。在相反的极端，一次超新星事件可以短暂盖过整个星系。截至2023年，已编目的58,200颗变星中，最常见的类型是恒星脉动，脉动变星数量略低于30,000颗，其次是食变星，数量超过10,000颗。

变星自人类历史一开始就被观测到。第一个有记录的周期变星是食双星大陵五。长周期变星鲸鱼座ο，于17世纪被发现，后来命名为“米拉”（Mira），随后是天鹅座χ，然后再到长蛇座R。到1786年，已有十颗被记录。随着感光干版的出现，发现的变星数量迅速增加。当造父变星于1912年证明具有周期-光度关系时，这使得它们得以用于距离测量。因此，证明螺旋星云是位于银河系之外的星系。几种变星现在形成了标准烛光，成为用于决定可观测宇宙的宇宙距离阶梯。食双星的周期得以更精确地测定其组成恒星的质量与半径，这对于恒星演化的建模特别有用。

## 发现

一份约3,200年前编纂的古埃及幸运与不吉日历，可能是现存的变星发现史上最早的文献，该星为食双星大陵五，但这项说法的有效性受到质疑。澳洲原住民也已知观察到参宿二和心宿二的变异性，并将这些亮度变化纳入口述传统的叙事中。巴比伦、中国和阿拉伯等地的天文学家记录了新星与超新星事件的观测。

在望远镜时代的现代天文学家中，第一颗周期变星于1638年被确认，当时约翰·福西尼德·霍尔瓦达注意到蒭藁增二（鲸鱼座ο，后来命名为Mira）在一个持续11个月的周期中脉动；这颗恒星早在1596年就被大卫·法布里丘斯描述为新星。这项发现，加上1572年和1604年观测到的超新星，证明星空并非如亚里士多德及其他古代哲学家所教导的那样永远不变。因此，变星的发现促成了十六世纪及十七世纪初的天文革命。

第二颗被描述的变星是蒙塔纳里在1669年发现的食变星大陵五（英仙座β）；约翰·古德利克在1784年对其成因给出了正确的解释。

天鹅座χ于1686年被戈特弗里德·基什确认，然后长蛇座R在1704年由G.D. 马拉迪发现。

第一颗被发现的造父变星，天桴四（天鹰座η），于1784年由爱德华·皮戈特（Edward Pigott）发现。迄1786年，已知的变星有十颗，约翰·古德利克自己发现的有造父一（仙王座δ）和渐台二（天琴座β）。自1850年以来，已知变星数量迅速增加，尤其是在透过摄影技术辨识变星之后。1885年，哈佛大学天文台开始反复拍摄整个天空，目的就是发现变星。

1912年，亨丽爱塔·斯万·勒维特（Henrietta Swan Leavitt）发现造父变星的亮度与其周期性之间存在关系。当爱德温·哈伯在1924年于当时所称的仙女座星云发现了造父变星。他利用这个结果，得到的距离估计显示该星云是位于银河系之外一个岛宇宙”。这结束了关于螺旋星云的本质引发了激烈辩论。1930年，天体物理学家塞西莉亚·佩恩-加波施金（Cecilia Payne-Gaposchkin）出版了《高光度之星》一书，她在该计划中对变星进行了大量观测，特别关注造父变星。她与丈夫谢尔盖·加波什金共同进行的变星分析与观测，为后续所有相关研究奠定了基础。

2008年版的《变星总表》列出银河系中超过46,000颗变星，以及其它星系中的10,000颗变星，以及超过10,000颗“疑似”变星。业余天文学家长期以来在变星观测中扮演重要角色，或许最古老的组织是英国天文协会成立于1890年的变星分会。

## 变异性侦测

最常见的变异类型涉及亮度的变化，但其它类型的变异也会出现，特别是在光谱和偏振的变化。透过结合光变曲线的资料与观测到的光谱变化，天文学家通常能解释为何特定恒星会变异。

### 变星观测

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变星通常通过光度测定进行分析、分光光度法、光谱和偏振测量进行分析。可测量其亮度变化，绘制出光变曲线。对于规则变星，变异的周期及其振幅可以非常确定；然而，对许多变星来说，这些数量可能随时间缓慢变化，甚至在不同周期之间变化。光变曲线中的峰值亮度称为极大值，而谷底则称为极小值。

业余天文学家可以透过目视比较恒星与望远镜同一视野内，星等已知且恒定的其它恒星，来进行有益的科学研究。透过估算变星的星等并记录观测时间，可以构建视光度曲线。像美国变星观测者协会（American Association of Variable Star Observers）和英国天文协会这类组织，收集全球参与者的观测数据，并与科学界分享。

从光变曲线中推导出以下资料：

- 亮度变化周期：周期性、半周期性、不规则或者为独一无二的？
- 亮度波动的周期是多久？
- 光变曲线的形状是什么（对称还是不对称、角度平滑变化、每个周期只有一个或多个极小值等等）？

从光谱中可推导出以下资料：

- 它是什么样的恒星：它的表面有效温度、光度类型（矮星、巨星、超巨星等）？
- 它是单一恒星，还是联星？（联星的综合光谱可以显示出各成员恒星的光谱元素）
- 光谱会随时间改变吗？（例如，恒星可能会周期性地变得更热或更冷）
- 亮度的变化可能强烈依赖于观测到的光谱部分（例如可见光变化很大，但红外线几乎没有变化）
- 若光谱线波长改变，则表示存在运动（例如恒星周期性膨胀与收缩，或其自转，或气体壳层膨胀）（多普勒效应）
- 恒星的强磁场讯息可从光谱中得知。
- 异常的发射或吸收线可能是恒星大气层或恒星周围气体云的迹象。

在极少数情况下，能够拍摄恒星盘的图像。有些斑点可能在表面呈现较深色的区域。其中一种技术是多普勒成像，它能利用光谱线的移动来测量速度，然后用来判断快速旋转恒星表面某个斑点的位置。

### 观测资料的解释

结合光变曲线与光谱资料，通常能提供变星变化的线索。例如，脉动恒星的证据可见于其光谱的移动，因为其表面周期性地向我们靠近和远离，频率与亮度就相应的随之变化。

约有三分之二的变星似乎都在脉动。1930年代，天文学家亚瑟·爱丁顿（Arthur Eddington）证明描述恒星内部的数学方程式可能导致不稳定性，进而使恒星脉动。这个机制被称为“爱丁顿阀”，但现在更常被称为Κ机制。最常见的不稳定性类型与恒星外层对流层电离程度的振荡有关。大多数恒星有两层，分别发生氢和氦的电离。这些被称为部分电离带，而这些层的位置决定了恒星的脉动性质。已知造父变星的脉动是由氦的电离振荡所驱动（从 He++到He+，再回到He++）。

当恒星处于膨胀阶段时，部分电离带膨胀，导致其冷却。由于温度下降，电离程度也会降低。这使得电浆更透明，因此恒星更容易辐射其能量。这反过来使恒星开始收缩。当气体被压缩时，会被加热，电离程度再次增加。这使得气体变得更不透明，辐射会暂时被气体捕捉。这会进一步加热气体，使其再次膨胀。因此，膨胀与收缩的循环得以维持。

在许多情况下，可以建构出预测变星行为的数学模型。通常假设变异期为恒定的。接着，该模型可用来构建一个O-C图，该图是观察到的（O）行为减去计算出的（C）行为模型，或是跨多个周期折叠的图。若模型能产生良好拟合，此图可用来侦测周期变化、拱线转动、Applegate机制的影响、随机周期变化，或联星系统与第三个天体的交互作用。

## 命名法

在任何一个星座中，最早被发现的变星以字母R到Z字依序示，例如仙女座R。这套系统由阿格兰德所发展的，他将星座中第一个未命名的变星以字母R命名，这是未被拜耳使用的第一个字母。单字母用尽后使用双字母，从RR至RZ、SS到SZ，直到ZZ，用于后续发现的变星，例如天琴座RR。接续的发现则使用双字母AA至AZ、BB至BZ，直到QQ至QZ（为避免与“I”混淆，不使用字母“J”）。当这334个组合用尽后，变星就会依发现顺序从前缀V335开始编号排序。

## 分类

变星可以是“内因变星”或“外因变星”。

内因变星这种变异是由恒星本身物理性质的变化所引起。此类别可分为四个子群：

- 脉动变星：恒星的半径会随着自然演化的老化过程交替扩大与收缩。
- 喷发变星：恒星表面会经历爆发，如耀斑或物质抛射。
- 激变性或爆炸性变星：这些恒星的性质会发生剧烈变化，例如新星和超新星。
- X射线变星：与热质量吸积、致密天体的近联星系统。

外因变星这种变异性是由外部观测角度如自转或食所造成。分为两个子群：

- 食双星、双星或行星系：从地球的视角看，恒星偶尔会互相遮蔽，或恒行星遮蔽行星。
- 旋转变星：其变异性由与其自转相关的现象所引起。例如具有极端“太阳黑子”的恒星，影响视亮度，或具有快速自转速度使它们呈现椭球体形状的恒星。

这些子群进一步细分为特定类型的变星，通常以其原型命名。例如，矮新星被指定为“双子座U型变星”，源自该类中首颗被认可的恒星是“双子座U”。

银河系的恒星成员根据年龄、化学丰度及银河系中的运动分为两组。第一族群的恒星限制于银河系的盘面，称为薄盘恒星。这些恒星起源于疏散星团，且常展现出由恒星融合过程产生的高丰富元素，即其金属量。第二族群恒星较常分布于厚盘、银晕、球状星团以及核球。这些是更古老的恒星，显示出比氦质量更重元素的丰度较低。在某些情况下，变星的分类系统及其行为是由其族群成员所决定的。

### 脉动变星

脉动恒星会膨胀与收缩，影响其亮度与光谱。脉动通常分为：径向，整颗恒星整体膨胀与收缩；非迳向，恒星的一部分膨胀，而另一部分收缩。

根据脉动类型及其在恒星中的位置，有一个自然频率或基频决定恒星的周期。恒星也可能以谐波或泛音脉动，这是较高频率，对应较短的周期。脉动变星有时具有单一明确的周期，但通常会同时以多个频率脉动，因此需要复杂的分析来确定各自的干扰周期。在某些情况下，脉动没有明确的频率，导致随机变化，称为随机。利用恒星脉动研究恒星内部的现象被称为星震学。

脉冲的膨胀相是由高不透明度物质阻断内部能量流所引起，但必须在恒星的特定深度发生，才能产生可观测的脉动。若膨胀发生在对流带以下，则恒星表面不会有变化。如果膨胀发生在靠近表面的位置，恢复力将过于微弱，亦无法产生脉动。产生脉动收缩相位的恢复力可能是压力，若脉动发生在恒星深处的非简并层，这称为声学或压力脉动模式，简称P模式。在其它情况下，恢复力为重力，这称为g-模式。脉动变星通常只在其中一种模式中脉动。

#### 造父变星与类造父变星

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赫罗图是一张恒星散点图，显示绝对星等与光谱分类（光度与有效温度之间的关系。大多数普通恒星如太阳，位于图中从右下到左上延伸的带状带，称为主序带。几种脉动恒星占据一个称为造父变星（造父不稳定带）的盒子，该框穿越主序星区域的A和F恒星区域，然后沿着赫罗图垂直且向右延伸，最终穿越超巨星的轨迹。这些恒星会非常规律地膨胀和收缩，这是由恒星自身的质量共振，通常是基频所引起。爱丁顿阀门的脉动变数机制被认为解释了造父变星的脉动现象。

造父变星的脉动不稳定性与恒星光谱类别，有效温度及表面径向速度的变化相关。不稳定带上的每个子群在周期与绝对星等之间都有固定的周光关系，以及恒星周期与平均密度之间的关系。周期-光度关系使这些高光度造父变星在测定本星系群内及更远星系的距离时非常有用。

造父变数仅以造父一（仙王座δ）命名，而另一类完全不同的变星则以 上卫增一（仙王座β）命名。

##### 经典造父变星

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第一型造父变星，也称为经典造父变星或仙王座δ型变星，是演化出的一个族群（年轻、质量大且明亮）的黄色超巨星，其脉动非常规律，周期介于1至100天之间。它们是相对罕见的恒星，拥有氢燃烧的前驱星，且其太阳质量和温度都超过B5类。它们的径向脉动是由外层电离氦和氢的高不透明度所驱动。由于其高光度，经典造父变星可以在银河系外的邻近星系中观测到。1784年9月10日，爱德华·皮戈特检测到天鹰座η的变异性，这是造父变星类别中已知的第一个代表。然而，经典造父变星的名称来源，是几个月后由约翰·古德利克发现其变异性的恒星仙王座δ（造父一）。

天空中明亮的北极星，是位置比较特殊的一颗恒星，它也是造父型变星。

##### 第二型造父变星

第二型造父变星（历史上曾称为室女座W型变星）具有极为规律的光脉动和光度关系，类似仙王座δ型造父变星，因此最初被误认为后者类别。相较于较年轻的第一型造父变星，第二型造父变星是属于较早的第二族群类别的罕见恒星。II型的金属丰度较低，质量也低得多，仅约0.5solar mass，光度较低，且周期与光度的关系略有偏移，因此了解所观测的恒星类型始终很重要。它们可根据光变曲线的形状来辨识。第二型造父变星根据其脉动周期进一步细分为周期1to日武仙座BL型，室女座W型的周期为4to日，和周期可以超过100日的金牛座RV型。这三种子型对应恒星在核心氦气耗尽后，恒星演化的后续状态。

##### 金牛座RV型变星

这些是黄色超巨星（实际上是AGB后低质量恒星，处于生命中最光亮阶段），具有交替的深浅极小值。这种双峰变化的周期通常为30至150天，振幅可达3星等。在这种变化之上，可能会有数年长期的变化。在最大光度时，光谱为F型或G型，最低亮度则为K型或M型。它们位于不稳定带附近，形成了II型造父变星更高的光度延伸，且比I型造父变星更冷。它们的脉动是由与氦不透明度相关的基本机制所引起，但它们处于生命的截然不同阶段。

##### 天琴座RR型变星

这些相对常见的变星与造父变星有些相似，但亮度较低且周期较短。它们比第一型造父变星更古老，属于第二族群，但质量比第二型造父变星要轻。由于常见于球状星团中，偶尔被称为“星团型造父变星”。它们在红外线K波段中也有明确的周期-光度关系，因此也可作为距离指标。做为标准烛光，它们可被侦测到Mpc，位于本星系群的星系群中。这些是具有A型或F型光谱的低质量巨星，目前位于水平分支上。它们呈放射状脉动，视亮度变化约0.2至2星等（亮度变化20%至超过500%），持续数小时到一天甚至更久。该类别依照光变曲线形状分为子型：“a”、“b”和“c”。

##### 盾牌座δ型变星

盾牌座δ型变星（δ Sct）与造父变星相似，但亮度较暗且周期更短。它们曾被称为“矮造父变星”。盾牌座δ型变星同时显示径向与非径向脉动模式。它们常呈现多个重叠的周期，这些周期组合起来形成复杂的光变曲线。它们的光谱类型通常是晚期A型和早期F型恒星，并且位于赫罗图的主序星上或附近。当金属丰度与太阳相当时，质量从较慢周期的约为太阳的1.6倍，到脉动率较高时的2.4倍不等。旋转速率为40km/s，盾牌座δ型变星显示较小振幅约0.01–星等的变化，但具有多种脉动模式的星等，包括许多非径向模式。对于较慢的旋转速率，在30km/s，振幅为0.20-星等或更大，且通常是径向脉动。具有类似盾牌座δ型变化且振幅大于0.3星等的恒星被称为船帆座AI型变星，以其原型船帆座AI命名。

##### 凤凰座SX型变星

这些恒星是金属贫乏的第二星族星，属于盾牌座δ型变星 Scuti 变星的子类，主要存在于球状星团中。它们的亮度波动约为0.7个数量级（约100%亮度变化），且短暂变化时间为1至3小时。它们的质量范围为1.0-太阳质量。在星团中，它们被称为脉动的蓝离散星，推测是由两颗普通恒星在紧密双星系统中合并而成。凤凰座SX型变星是慢速旋转，大多数脉动模式是径向的。

##### 快速振荡Ap星

快速振荡Ap星（roAp variables）是快速旋转、强磁性的化学特异恒星，属于光谱型A或偶尔为F0型，称为Ap星。它们的变化极快，周期仅为几分钟，振幅仅数千分之一个星等。不同于盾牌座δ型变星，roAp星脉动时会以单一高频或多个密集间隔的高频脉动。然而，roAp星的孤立高频也曾在非化学特异的恒星中观察到，且部分盾牌座δ型变星在roAp范围内显示脉动现象。因此，两者的区别并不明确。

#### 早期光谱型（O或B）的蓝白色变星

蓝白色的星，通常是巨星，特征是只有微小的光度变化和短的周期。

##### 仙王座β型变星

仙王座β型变星（欧洲的国家通常称之为大犬座β型变星），在0.1～0.6天的短周期内，光度有0.01～0.3等的变化幅度，在收缩至最小时光度最亮。

#### 长周期变星

长周期变星是低温恒星，脉动周期范围从数周到数年不等。所有比光谱型K5更冷的巨星都会因径向脉动而变异。许多此类的变星显示出持续数百至数千天的较长周期次级变异。这可能会使亮度变化数个星等，但通常会小得多，因为较快速的主变值会叠加。这种次级变异的原因尚不明确，有多种说法归因于脉动、双星和恒星自转。

##### 米拉变星

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米拉变星（刍藁变星）是接近其活跃生命末期的老年恒星，位于渐近巨星支（AGB）的红巨星。它们的径向脉动周期可从不到100天到超过2,000天不等，虽然大多数时间在200到天之间。它们在8星等的范围内逐渐暗淡与变亮，亮度变化达一千倍。米拉本身，也就是鲸鱼座ο（ο Cet），亮度从接近2等星到最微弱的10等星，周期约为332天。这些极大的视觉振幅主要是因为恒星温度变化时，能量输出在可见光与红外线之间转移所致。在少数情况下，米拉变星在数十年内呈现剧烈的周期变化，这被认为与最年老的AGB恒星热脉冲周期有关。

##### 半规则变星

这些变星是长周期变星，但周期较短且振幅较小，且光变曲线较不规律。SRa 和SRb类型为红巨星，可见振幅通常小于2.5星等，但后者的周期性较不规律。它们被认为是米拉变星的前身，但寿命较长，因此更为常见。SRc和SRd类型主要由红超巨星和黄超巨星组成。

半规则变星偶尔可能显示明确的周期，但更多时候呈现较不明确的变化，有时可解析为多个周期。一个著名的半规则变星例子是参宿四，其亮度变化幅度为半个星等，周期为 400days和5.75年。至少有些半规则变星与米拉变星有非常密切相关，可能唯一的差异是脉动频率不同。

##### 慢不规则变星

这些是红巨星或红超巨星，只有些许或没有可侦测到的周期性。有些变星研究不足，常有多个周期，但有些则可能纯粹是混沌的。这些变星依据是冷巨星或冷超巨星，分别被归类为Lb型或Lc型。一个著名的慢不规则变星例子是心宿二，被归类为Lc型，在视星等的亮度变化范围为0.88to。

##### 长次周期变星

许多红巨星和红超巨星变星都会在超过数百天到数千天的时间出现变异。虽然平常的变化很缓慢，但叠加主要的变化后，显示有快速的变化，它们的亮度会有几个星等的变化。这种变化的原因尚不清楚，被归结为脉动、联星和恒星自转等等。

#### 仙王座β型变星

仙王座β型变星，有时称为大犬座β型变星（尤其在欧洲）。经历0.1至0.6天的短周期脉动，振幅为0.01至0.3星等（亮度变化在1%至30%）。它们在收缩最小期最为明亮。许多此类恒星展现多种脉动周期。

#### 慢脉动B型变星

慢脉动B型变星（Slowly pulsating B，缩写为SPB）是热主序星，亮度略低于仙王座β型变星，周期较长且振幅较大。它们的质量范围为2.5solar mass，以及非径向脉动周期为0.5至日。许多是快速旋转，这会使它们看起来较冷，有时甚至位于不稳定带之外。

#### 非常快速脉动热变星

这个罕见类别的原型是一颗15等的B型次矮星长蛇座V361。它们会以几分钟的周期脉动，也可能同时有多个脉动周期。它们的振幅仅为几百分之一的量级，在变星总表（GCVS）的分类中标示为RPHS（rapidly pulsating hot subdwarf B stars）。它们是P-模式脉动星。

#### 望远镜座PV型变星

这个罕见类别的恒星是化学上特异的B型（Bp）超巨星，平均周期为0.1–1天，振幅为0.1星等。它们的光谱奇特，具有弱的氢线，但有超强的碳和氦线，使它成为一种极端氦星。此类别变星的原型为 望远镜座PV，其光度变化虽小但复杂，且有径向速度波动。

#### 天鹅座α型变星

天鹅座α型变星是非径向性脉动的超巨星，光谱类型属于B至A。它们的周期从数天到数周不等，变化幅度通常约为0.1个星等。光度变化看起来不规则，可能是因为许多振荡在密集周期内叠加所致。这些恒星的前身至少有14个太阳质量。至少对于较亮的成员而言，这些变星在作为红超巨星失去大量质量后，似乎又回到了赫罗图中的蓝超巨星区域。在天鹅座的天津四（天鹅座α）是此类的原型。

#### 剑鱼座γ型变星

剑鱼座γ（γ Dor）型变星是非径向脉动的主序星，光谱类型的范围从F到晚A级，具有亮度类型范围为IV-V或V。它们的周期为0.3至3天，振幅通常约为0.1星等或更小。此类变星位于不稳定带低光度部分附近的狭窄范围，部分与盾牌座δ型变星的范围重叠。剑鱼座γ型变星的物理性质与长周期的盾牌座δ型变星相似。其周期缓慢且振幅小，使得剑鱼座γ变星难以从地面发现；大多数都是被太空任务发现。

#### 脉动白矮星

这一类非径向脉动变星的周期短至数百至数千秒，波动幅度为0.001至0.2星等。已知的脉动白矮星（或前白矮星）类型包括大气层以氢为主和光谱类型为DA的DAV，或鲸鱼座ZZ星、大气层以氦为主导和光谱类型为DB的DBV，或武仙座V777星，和大气层为氦、碳和氧为主的室女座GW星。室女座GW型又可以细分为DOV和 PNNV星。

#### 类太阳振荡

太阳以周期约为5分钟，极低振幅振荡。对这些振荡的研究被称为日震学。太阳的振荡是由其外层的对流随机驱动的。类太阳振荡一词用来描述其它恒星中以相同方式激发的振荡，而这些振荡的研究是星震学领域中活跃的主要研究领域之一。具有能产生类太阳振荡的表面对流层恒星，通常比不稳定带的右缘（包括早期主序带、副巨星和红巨星）更冷。然而，类太阳振荡也可能被恒星脉动激发，例如造父变星。

#### 快速黄色脉动超巨星

快速黄色脉动超巨星（FYPS）是一种脉动时间短于一天的明亮黄色超巨星。它们被认为已经历红超巨星演化的阶段，但脉动的机制尚不明朗。这个类别是于2020年透过TESS观测分析命名。

#### 蓝大振幅脉动变星

蓝大振幅脉动变星是极为罕见的一种脉动变星，典型的周期在20-40分钟，变化为0.2-0.4星等。

#### 不规则变星

它们通常是不具周期性或似乎有周期的红超巨星，有些可能是缺乏研究的半规则变星，需要更多的观察以重新分类。

#### 非径向胀缩

非径向胀缩导因于球体周期性的畸变，例如，一些椭球体形状的恒星可能导致表面的振荡。

##### 鲸鱼ZZ型变星

这种非迳向胀缩形变星的周期非常短，不会超过25分钟，变光的幅度也只有0.001～0.2等。鲸鱼座ZZ可能是一颗光谱型DA的白矮星，或是DAV的白矮星变星。

### 喷发变星

喷发变星显示不规则或半规则的亮度变化，是由恒星丢失质量，或在某些情况下吸积质量。尽管名称上看不出是爆炸事件，但这些都是灾难性的变星。

#### 原恒星

原恒星是年轻的天体，是尚在收缩过程，还未完成从气体星云收缩成名符其实的恒星。大多数原恒星表现出不规则的亮度变化。

##### 赫比格Ae/Be星

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质量更大的变星（2-8太阳质量），赫比格Ae/Be星被认为是由于气体-尘埃的团块，形成星周盘轨道上运行。

##### 猎户型变星

猎户变星通常是崁入在云气中的年轻、炙热的主序星。它们具有不规则的周期与好几个星等的振幅；众所周知的金牛座T型变星是猎户变星的一个子类型。金牛座T型变星的变光是因为表面的斑点，和在星周盘轨道上的气体-尘埃团块。

##### 猎户座FU型变星

此类变星多留驻在反射星云中，亮度在6等以下，会逐渐增光，然后长时间的维持这个亮度。然后，它会在几年的时间里变暗2个星等（约变暗6倍）。例如，天鹅座V1057在11年内变暗了2.5星等（变暗10倍）。猎户座FU型变星的光谱类型从A到G都有，可能是金牛座T型变星在演化过程中的一个阶段。

#### 巨星和超巨星

相对而言，巨大的恒星较容易失去它们的物质。因此，在巨星和超巨星阶段，由于喷发和质量损失引发变异性，是非常普遍的。

##### 高光度蓝变星

所知的剑鱼座S型变星，最明亮的变星即属于此类。范例还有特超巨星海山二（船底座η）和天津增九（天鹅座P）。它们有着长期的高质量损失，并且每隔几年内部的脉动导致恒星超过其艾丁顿极限，质量损失会增加得更大。尽管整体的亮度基本保持不变，但是亮度会增加。在少数高光度蓝变星观察到的巨量喷发确实增加了亮度，以致它们被贴上假超新星的标签，并且被认为是不同的类型。

##### 黄超巨星

这些大质量恒星的演化，由于亮度高和位于赫罗图不稳定带位置的上方而不稳定，它们由于质量大和偶尔爆发而出现缓慢但有时是较大的光度和光谱变化，再加上可观测的时间尺度而使变化难以察觉。最著名的例子是螣蛇十二（仙后座ρ）。

##### 北冕座R型变星

虽然这些恒星被归类为喷发变星，但亮度不会周期性的增加。取而代之的是，它们大部分的时间都花在最大亮度上，而在不规则的时间间隔下，它们会突然减光1～9个星等（变暗2.5～4,000倍），然后花几年或几个月的时间回复到初始的亮度。这种变化被认为是尘埃在恒星的大气层内形成的机制造成的，当尘埃形成并在恒星移动时，温度终将低至尘埃冷凝的温度之下，这时光线的传导会受到遮蔽，于是造成恒星光度下降；当尘埃逐渐消散时，光度也就逐渐回复了。这些恒星大多数是因为其光度被归类为黄超巨星，而实际上它们是后渐近巨星支星；但也有红巨星和蓝巨星属于北冕座R型变星（R CrB）。北冕座R是此类变星的原型，其它的例子包括小熊座Z和金牛座SU。英仙座DY型变星是此型的子类，除了喷发之外，它们也具有周期性的变异性。

#### 沃夫–瑞叶型变星

沃夫–瑞叶星是有时会呈现多变性的巨大高温恒星，其变异可能是由于几个不同的原因，包括联星的交互作用和围绕恒星旋转的气体团。它们具有包括氦、氮、碳和氧等元素的广泛发射谱线。某些此类变星的变化似乎是随机的，而其它的则显示多个周期。

#### 仙后座γ型变星

策（仙后座γ）是非超巨星但快速旋转的B型发射谱线恒星，由于快速旋转导致物质在其赤道区域弹出，其亮度不规律的波动达1.5星等（亮度变化四倍）。它是此型变星的原型。

#### 焰星

在主序星中，大多数爆发变星都是特殊的。它们通常只是焰星，也称为鲸鱼座UV型变星。它们都是光度非常黯淡的主序星，定期会发生闪焰。它们在几秒钟内亮度就会增加2星等（亮度增加6倍），然后在半小时内逐渐消退至正常亮度。邻近的几颗红矮星，包括比邻星和沃夫359，都是焰星。

#### 猎犬座RS型变星

这些是具有活跃色球层，包括受其办星影响而增强的巨大星斑和耀斑的密接联星系统。变异周期的尺度从数天，到接近轨道周期，有时还伴随着星食，以及以年为尺度的星斑活动变化。

### 激变或爆发变星

#### 超新星

超新星是最戏剧性的激变变星，是宇宙中最激烈的事件之一。超新星可以在极短暂的时间内释放出与整个星系一样多的能量，使其视亮度激增20星等（亮度超过一亿倍）。超新星爆炸是白矮星或恒星的核心达到一定的质量/密度极限（钱德拉塞卡极限）引起的，导致该天体在瞬间坍塌。这种崩溃的"反弹"导致恒星爆炸，并释放出异常巨大的能量。爆炸的恒星外层以每小时数千公里的速度被抛出，这些被排出的物质可能形成被称为"超新星残骸"的星云。一个众所周知的例子就是蟹状星云，它来自1054年在中国和其它地方观测到的一颗超新星。恒星或白矮星的核心可能成为中子星（一般是脉冲星），或在爆炸中完全解体。

超新星通常是由一颗质量比太阳大10倍以上的大质量恒星死亡造成的。在这颗大质量恒星生命的尽头，一个由融合的灰烬组成，不能再融合的铁芯，被堆积至质量超过/逼近钱德拉塞卡极限，因而崩溃。

超新星也可能由双星系统中的伴星大规模的转移质量给白矮星，当坠落到白矮星上的质量累积超过钱德拉塞卡极限，便会爆炸成为超新星。这一种类型的绝对光度与其光变曲线的特性有关，因此可以用来建立与其母星系的距离。1987年在大麦哲伦星系爆炸的超新星SN 1987A是被研究最多的超新星之一。

#### 亮红新星

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亮红新星与经典的新星无关，是由两颗恒星合并引起的恒星爆炸。它们的典型特征是有一个红色的外观和在最初的爆发后非常缓慢的光度下降。

#### 新星

新星也是恒星剧烈爆炸的结果，但与超新星不同的是不会导致恒星本身的毁灭。新星是从热核融合的突然点燃而爆发，在某些高压条件下（简并物质）爆炸会加速。它们形成于密接联星系统，其中一颗是普通的恒星，另一颗是白矮星。这个系统可能在数十年到几个世纪或几千年内反复爆发。新星取决于其光变曲线的行为，分类"快速"、"慢"或"非常慢"三类。曾经记录到一些肉眼新星，1975年的天鹅座新星是近代历史上最亮的，视星等曾经达到2等星。

#### 矮新星

矮新星是涉及白矮星的物理双星，其伴星的物质转移会引起规律的爆发。矮新星有三种类型：

- 双子座U型：在持续5-20天的爆发之后，通常会有数百天的宁静期。在爆发期间，它们的亮度会增加2-6星等。在天鹅座中发现天鹅座SS之后，因为是此类最亮、最频繁爆发的，因此这一型常被称为天鹅座SS型。
- 鹿豹座Z型：此型有部分在最大亮度和最低亮度之间，偶尔会观察到亮度被称为"静止"的稳定亮度。即在高原区发生停顿的现象。
- 大熊座SU型：此型有经常性且频繁的小爆发，但也会经历罕见且更大的"超级爆发"。这些联星的轨道周期通常都短于2.5小时。

#### 武仙座DQ型变星

武仙座DQ型是正在交互作用中的双星系统。其中，低质量的恒星将质量转移至强磁性的白矮星。白矮星的自转周期明显短于双星的轨道周期，有时可以光度计检测周期。吸积盘通常围绕着白矮星形成，但其最内侧区域会被白矮星的磁力截断。一旦被白矮星的磁场捕获，内盘中的物质就会沿着磁力线传播，直到附着在白矮星上。在极端的情况下，白矮星的磁力会阻止吸积的形成。

#### 武仙座AM型变星

在这一类激变变星中，白矮星的磁场非常强，以至于白矮星的自转周期与双星轨道周期同步。转移的物质不是形成吸积盘，而是形成吸积流沿着白矮星的磁力线输送，直到撞击白矮星的磁极附近。从撞击区发呈螺旋射出的辐射可能导致数星等的变化。

#### 仙女座Z型变星

这些共生双星是由一颗红巨星和高温蓝色恒星组成，并笼罩在气体和尘埃云中的系统。它们经历类似新星的爆发，振幅可以高达4星等。此类型的原型是仙女座Z。

#### 猎犬座AM型变星

猎犬座AM型变星是联星，主星是一颗白矮星，会从伴星的白矮星、氦星、或演化中的主序星吸取富含氦的物质。它们经历复杂的变化，有时会没有变化，以及超短的周期。

## 外因变星

外因变星有两个主要的群组：自转变星和食变星。

### 自转变星

拥有较大星斑的恒星在自转时，当亮区或星斑出现在视图中有可能出现显著的亮度变化。磁星的磁极也会出现亮点；具有椭球体形状的恒星，当朝向观测者的面积因形状不同而改变时，亮度也会发生变化。

#### 非球体变星

##### 椭球变星

这类变星是非常靠近的联星，因为相互间的引力作用，使其形状不是球形。当恒星因旋转而使朝向观测者的表面区域改变，这就会影响到从地球上看到的亮度。

#### 星斑

恒星表面的亮度不均匀，有较暗的区域（类似太阳表面的太阳黑子），也有较亮的区域；恒星的色球亮度也可能不同。当恒星旋转时，我们观察到的亮度变化可能会有数十分之一的变化幅度。

##### 后发座FK变星

这一类变星的自转速度极快（赤道处可以达到每秒100公里的速度），因此它们是椭球的形状。它们显然是光谱为G型和K型的巨星，并显示出强大的色球发射谱线。例如后发座FK、HD199178和天秤座UZ。后发座FK快速自转的一个可能解释是，它是密接联星合并的结果。

##### 天龙座BY变星

天龙座BY型变星的光谱为K或M，变化小于0.5星等（亮度变化70%）。

#### 磁场

##### 猎犬座α2型变星

猎犬座α2型变星（2 CVn）是主序星，光谱分类B8－A7，它们的变动是由于磁场的变化，显示0.01到0.1（1%到10%）的波动。

##### 白羊座SX型变星

此类型的变星由于高速自转而使磁场变化，其亮度波动约为0.1星等。

##### 光学脉冲变星

在可见光检测到的脉冲星很少。这些中子星由于快速的自转，亮度变化也非常的快，周期都是毫秒到数秒钟。第一颗，也是最著名的例子就是蟹状星云。

### 食双星

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由于一些外在的原因，使观测者看见的外因变星亮度存在着差异。其中最常见的一个原因是两颗恒星互绕形成的联星系统。当从某一些角度观看时，一颗恒星可能会穿越另一颗恒星的前方，导致亮度降低。

#### 大陵五型变星

大陵五型变星历经的星食，在几乎恒定的变光周期中，会出现出一个或两个极小值。此类的原型是英仙座的大陵五（英仙座β，Algol）。

#### 双周期变星

双周期变星标线出周期性的质量交换，导致轨道周期在经历一段很长的时间内发生可预见的变化。天蝎座V393是最著名的例子。

#### 天琴座β型变星

天琴座β型变星是非常接近的联星，依据原型星渐台二（天琴座β，Sheliak）命名。此类食变星的光变曲线不断的在变化，因此几乎不可能确知每次食的开始和结束。

#### 巨蛇座W型变星

巨蛇座W型变星的原型是半接触联星巨蛇座W，是由巨星或超巨星的伴星将物质传输给更致密的大质量恒星。它们类似但与天琴座β型变星不相同，特征是吸积盘上的热点发射出强烈的紫外线辐射。

#### 大熊座W型变星

这一型变星的变光周期不到一天的时间。恒星彼此的位置非常靠近，表面几乎接触到一起。

### 行星凌

对于拥有系外行星的恒星，如果行星在地球和恒星之间经过，恒星的光度也可能显示初变化。相较于伴星，这种变化要小得多，只能通过极其精确的观测来检测。例子有HD 209458和GSC 02652-01324，以及开普勒任务检测到的所有行星和行星候选者。