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这种变化可能是由于发射的光量变化，或某些部分被阻挡而引起的，因此变星可被归类为：
- 内因变星（本质变星）：其亮度是实际上发生变化。例如，因为恒星周期性的膨胀和收缩。
- 外因变星：其亮度变化是由于可以到达地球的光量有所变化。例如，因为是联星，它的伴星有时会经过它的前方。
许多，也可能是大多数，恒星的亮度或多或少都有一些变化：例如，我们的太阳，它的能量输出在11年的周期中大约有著0.1%的变化[1]。
大约3,200年，古埃及的幸运和不幸纪念历中发现，可能是一颗变星最古老的纪录文献：联星大陵五 [2][3][4]。
在现代的天文学家中，第一颗被确认的变星是约翰·福西尼德·霍尔瓦达在1638年发现的刍槀增二（鲸鱼座ο，Mira），注意到它的变光周期约为11个月；而大卫·法布里奇乌斯曾在1596年描述它为新星。此一发现，加上1572年和1604年观测到的超新星，证明星空并非象亚里士多德和其他古代哲学家所教导的那样永恒不变。这样，变星的发现促成了16世纪和17世纪初的天文学革命。
第二颗变星是蒙塔纳里在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。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，已知的变星数量迅速增加，特别是在1890年，可以通过摄影的手段识别变星之后。
2008年的变星总表[5]列出的银河系中的变星数量超过46,000颗，其它星系中也有10,000颗，还有超过10,000颗疑似变星的候选者。
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变星最常见的变异类型涉及量度的变化，但也有其他类型的变异发生，特别是光谱的变化。通过将光变曲线数据与观测到的光谱变化相结合，天文学家通常可以解释为什么一颗特定的恒星会变化。
变星通常借由光度测定、光谱摄影和光谱学进行分析。可以测量亮度随著时间的变化，进而绘制出光变曲线。对规则的变星，其周期的变化和振幅可以很好的确定；然而，对许多的变星来说，这些数值可能会随著时间缓慢的变化，甚至从一个周期到下一个周期就改变了。光度曲线的最高峰处即为最大值，低谷处为最小值。
业馀天文学家可以通过与在望远镜的同一视野中已知亮度不变且视星等已知的恒星进行光度比较，从而对变星进行有用的科学研究。通过对变星视星等的估计和观测时间的纪录，可以建构出视觉的光度曲线。美国变星观测者协会（AAVSO，American Association of Variable Star Observers）收集世界各地参与者的观测资料，并和所有科学团体共享。
由光变曲线可得到下列资讯：
- 亮度变化是否为周期性、半周期性、不规则或者为独一无二的？
- 亮度变化的周期为多少？
- 亮度曲线的形状（是否对称、变化方式为尖锐或是平滑地改变、每个周期内是否有一个或多个最大值等等）
由光谱可得到下列资讯：
- 为那一种类型的恒星：温度为多少、星球的光度分类是那一类（矮星、巨星、超巨星等等）？
- 为单星或是联星？（联星的频谱可显示其个别恒星之频谱特征）
- 光谱是否随著时间改变？（例如，恒星可能周期性的增温或降温）
- 亮度的变化可能在很大程度上取决于所观察的光谱部分。（例如，在可见光波段亮度有很大的改变，但在红外光波段的光谱几乎没有变化）
- 如果谱线的波长发生偏移则表示发生运动（例如，恒星周期性的膨胀和收缩，或者旋转，或者气体层的膨胀）（都卜勒效应）
- 恒星的强磁场讯息可从光谱中得知。
- 异常的发射或吸收谱线暗示可能恒星附近有高温恒星大气或气体云包围著恒星。
在极少数的情况下，可以制作出恒星盘面的图片。这些可能显示出表面有较暗的斑点。
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结合变星的光变曲线和光谱，通常有助于了解变星中发生的变化[6]。例如，脉动星的证据就在其光谱中谱线的移动，它的表面因为周期性的膨胀和收缩，因而会接近和远离我们，而其频率与它光度变化的步调相吻合[7]。
大约三分之二的变星有著脉动[8]。在1930年代，天文学家爱丁顿以数学方程式描述恒星的内部，显示恒星会因为不稳定而导致脉动[9]。最常见的不稳定类型是振荡，这与恒星外层和对流层的电离程度有关[10]。
当恒星处于膨胀阶段时，它的外层膨胀会导致冷却。由于温度的降低，电离的程度也随之降低。这使得气体比较透明，从而使恒星更容易辐射出能量。于是，恒星反过来开始收缩。当气体因收缩而压缩时，它被加热，因此电离程度再次增加。这使得气体变得较不透明，辐射暂时被捕获在气体中。这进一步加热气体，导致它再次膨胀。因此，膨胀和收缩（膨胀和压缩）的回圈得以持续[来源请求]。
在每一个星座中，发现的第一颗变星会以英文大写字母R命名，例如：仙女座中发现的第一颗变星命名为仙女座R。然后依序至Z来命名。这种命名法是阿格兰德所提出的，他是最早将星座中被发现而还没有名字的变星以拜耳尚未使用到的字母R来标示。之后，因为变星数量的增加，加入双字母RR到RZ、SS到SZ，直到ZZ来标示在同一个星座中陆续被发现的变星，例如天琴座RR。之后再被发现的则由AA至AZ、BB至BZ，直至QQ至QZ为止（其中省略掉字母J）。当这334个的字母组合用尽后，再在同一个星座中被发现的变星就采用字母V与数字结合，由V335开始编号来排序，例如天鹅座V1500。
变星可以是内因或外因的其中一种类别。
- 内因变星：恒星本身的物理性质变化导致恒星自身发生变异。这类变星可以再分成三种子类别。
- 外因变星：由外在的原因（如食或自转）引起变异的恒星。主要有两个子类别。
- 食联星：本身是联星，但是因为地球独特的位置，当它们循著轨道绕行时，偶尔会互相遮蔽。
- 自转变星：其变化是由与自转相关现象造成的恒星。例如恒星表面有斑点（类似太阳黑子）影响其视亮度，或是快速自转导致它们的形状成为椭球体。
这些子类型通常会进一步细分成特定的类型，并以它们的原型（通常是被确认的第一颗）命名。例如，第一颗被确认的矮新星是双子座U，矮新星就称为双子座U型变星。
下面给出各种不同类型的范例。
恒星膨胀和收缩的脉动影响它们的亮度和光谱（表面温度）。脉动通常分为径向：整颗恒星成为一体膨胀和收缩个；和非径向：恒星的一部分膨胀，而另一部分收缩。
根据脉动的类型及其在恒星内部的位置，有一个基本频率来确定恒星的周期。恒星也可以在谐波或频率更高的泛音，对应于较短的周期。脉动变星有时有一个定义良好的周期，但它们通常同时有多个频率的脉动，需要复杂的分析来确定单独的干扰周期。在一些情况下，脉动没有明确定义的频率，导致随机的变化，称为随机。利用脉动研究恒星的内部被称为星震学。
膨胀阶段的脉动是因为不透明的物质阻塞内部能量的流动引起的，但这必须在恒星内特定的深度处发生，才能产生可见的脉动。如果膨胀发生在对流区域下方，则在表面看不到任何的变化。如果膨胀离表面太近，恢复力将太弱而无法产生脉动。如果脉动发生在恒星深处的非简并层中，则产生脉动收缩阶段的恢复力可以是压力，这称为声学或压力脉动模式，缩写为P-模式。在其它情况下，还原力为重力，称为g-模式。脉动变星通常仅以其中一种模式脉动。
这一类别的脉动变星有好几种（造父型变星，第二型造父变星，天琴座RR型变星，与盾牌座型变星），但所有已发现的类型都在赫罗图的不稳定带上。这些变星的膨胀和收缩是由恒星自身的质量共振引起的，通常都有基频。一般而言，爱丁顿阀门机制可以用来解释类造父变星的脉动。不过，造父型变星的机制则尚未厘清。从光谱类型来看，不稳定带的星球分布在A到M型（颜色分布从白到红），而造父型变星则是分布在后期O到B型星（颜色深蓝到蓝）。在不稳定带上所有类型的变星在周期和绝对星等之间都有固定的周光关系，以及周期和平均密度之间的关系。周光关系最初是由亨丽爱塔·斯万·勒维特依据造父变星建立的。这些高亮度的造父变星有助于确定本星系群内各星系的距离。爱德温·哈伯也是用这种方法证明所谓的螺旋状星云实际上是遥远的星系。
古典造父变星（或称为仙王座δ型变星）是第一星族星，成员是年轻、大质量和明亮的黄超巨星，通常就直接称为造父变星。它们非常规律的以数天至数月的周期进行著脉动。第一颗造父变星是爱德华·皮戈特在1784年9月10日发现的天桴四（天鹰座η）。然而，古典造父变星却是以约翰·古德利克在几个月后才发现的造父一（仙王座δ）命名。
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（历史上曾经称为室女座W型变星）有非常规律的周光关系，与经典造父变星非常类似，因此最初两者被混淆在一起。第二型造父变星不同于经典造父变星，属于较老年的第二星族星，具有较低的金属量、低得多的质量、略低的亮度和稍微偏移的周光关系。因此，了解观察到的是那一种类型的恒星始终是很重要的。
这些恒星与造父变星有些相似，但亮度不高且周期较短。它们比经典造父变星更古老，属于第二星族星，但质量比第二型造父变星更低。由于经常在球状星团中发现，所以经常被称为星团造父变星。它们也有很好的周光关系，因此也是很有用的距离指标。这些A型恒星在几个小时到一天或更长的时间内，视星等的变化可以达到0.2-2星等（相当于亮度变化20%至500%以上），当恒星半径最大时达到最大亮度。
盾牌座δ型变星与造父变星类似，但光度更微弱且周期较短；它们曾经被称为矮造父变星。它们经常显示许多叠加的周期，结合在一起形成极其复杂的变光曲线。典型的盾牌座δ型变星的振幅在0.003～0.9星等（0.3%～大约130%），周期为0.01～0.2天。它们的恒星分类通常介于A0和F5之间。
这类变星的光谱类型介于A2至F5之间，类似于盾牌座β型变星，主要存在于球状星团 中。他们每1～2小时显示出0.7等（亮度变化约100%）的亮度波动。
这类变星的光谱类型为A，偶尔有些是F0，是在主序带上的盾牌座μ型变星的子类型。它们具有极快速的变化，周期仅几分钟，振幅只有千分之几。
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（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。
长周期变星是低温恒星演化的过程，其脉动周期在数周到数年之间。
米拉变星（刍藁变星）是渐近巨星分支（AGB）中的红巨星，在几个月的周期中反复减光和增亮，视星等的变光幅度在2.5等至11等之间，也就是亮度的变化从6倍至2万5000倍不等。刍藁增二，也就是鲸鱼座ο，本身的亮度变化，会在大约332天中的周期中从最亮时几乎是2等星降低至10等星并回复。巨大的可见光振幅主要是由于温度的变化，造成可见光和红外线之间能量输出的变化。在少数的情况下，刍藁变星显示在数十年间周期有著显著的变化，被认为与渐近巨星分支最先进的热脉动回圈有关。
这类变星是红巨星或红超巨星。半规则变星有时可能会有确定的时间周期，但经常显示定义不太明确的变化；有时可以解析出多个周期。一个众所周知的半规则变星例子是参宿四(猎户座α)，其视星等在+0.2等至+1.2等之间变动（亮度的变化是2.5倍）。至少有一些半规则变星与刍藁变星密切相关，唯一的区别是脉动中有著不同的谐波。
这类变星是红巨星或红超巨星，它们几乎没有或根本没有可以检测的周期性。有些可能是研究得不够完整的半规则变星，通常有多个周期；但另一些可能只是浑沌。
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[12][13][14]。
仙王座β型变星，在欧洲常称为大犬座β型变星[15]以0.1-0.6天左右的短周期脉动，振幅0.01-0.3星等（1%-30%的亮度变化）。它们在收缩至最小时，光度最亮。许多这种类型的变星都有多个脉动周期[16]。
缓慢脉动B型星（Slowly pulsating B，SPB）是高温的主序星，其亮度略低于仙王座β型变星，但周期较长，振幅也更大[17]。
这种罕见的变星原型是长蛇座V361，是一颗15等的B型次矮星。它们的脉动周期只有几分钟，但可能同时有多个脉动周期。它们的振幅只有几百分之一的幅度。在变星总表的分类中标示为RPHS，脉动的模式是P-模式[18]。
此类变星为Bp型超巨星，周期在0.1-1天，平均振幅0.1星等。它们的光谱奇特，有微弱的氢线，而另一方面碳和氦线特别强，是极端氦星。
这类变星都是黄超巨星（确切说是低质量的后渐近巨星分支星在其生命中最亮的阶段），有著交替深浅的二次及小值。这种双峰变化的周期通常在30-100天，振幅在3-4星等。叠加这种变化，可能在几年内出现更长期的变化。它们在最亮时的光谱为F或G型，亮度最低时的光谱为K或M型。它们位于不稳定带附近，温度比经典造父变星低，但比第二型造父变星更明亮。它们的脉动是由于氦的不透明性，是相同的基本机制，但它们处于恒星演化上完全不同的阶段。
天鹅座α型变星是非径向脉动的超巨星，光谱类型是Bep至AepIa。它们的周期从几天到几周不等，变异的幅度通常是0.1星等。光度的变化通常是由许多振荡叠加与闭合引起，似乎是不规则的。天津四（天鹅座α）是此类变星的原型。
剑鱼座γ型变星是非径向脉动主序星，光谱类型F到后期A。它们的周期约为1天，振幅通常为0.1星等。
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[19]、大气层以氦为主导和光谱类型为DB的DBV，或武仙座V777星[20]，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[21][22]。
太阳振荡的振幅非常低，在大量的模式中有一种周期约为5分钟的振荡。太阳的振荡是由外层的对流驱动，研究这些振荡的学问称为日震学。 类太阳振荡这样的术语用于描述其它恒星以同样方式激发的振荡，这些振荡是星震学积极研究的主要领域之一。
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。
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。
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。
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。
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年内按了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。
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。
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）。它们有著长期的高质量损失，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。
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）。
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。
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。
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。
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，有时还伴随著星食，以及以年为尺度的星斑活动变化。
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：
- 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。吸积盘通常围绕著白矮星形成，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著磁力线传播，直到附著在白矮星上。在极端的情况下，白矮星的磁力会阻止吸积的形成。
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，而是形成吸积流沿著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。
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。
外因变星有两个主要的群组：自转变星和食变星。
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。
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。
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。
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型变星的光谱为K或M，变化小于0.5星等（亮度变化70%）。
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。
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。
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。
由于一些外在的原因，使观测者看见的外因变星亮度存在著差异。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。
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。
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，以及克卜勒任务检测到的所有行星和行星候选者。
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