П. з. традиционно делятся на затменные и физические. Затменные П. з. - гравитационно связанные двойные звёзды ,ориентация орбит к-рых и размеры компонентов таковы, что для земного наблюдатели периодически наступают затмения компонентов друг другом. Во мн. тесных двойных звёздах присутствуют газовые потоки и иного рода проявления активности, приводящие на фоне затменной переменности к изменениям блеска незатменного характера. По этой причине деление П. з. на затменные и физические является несколько условным.
В классификации П. з. помимо затменных выделены ещё пять больших классов, отличающихся причинами переменности: пульсирующие, взрывные и новоподобные (катаклизмические), эруптивные, вращающиеся и П. з., связанные с мощными источниками космич. рентг. излучения.
Пульсирующие П. з. являются автоколебат. системами, в к-рых энергия излучения звезды частично преобразуется в энергию колебаний (см. Пульсации звёзд ).Механизмы пульсаций могут несколько отличаться у разл. типов пульсирующих П. з. К пульсирующим П. з. относятся цефеиды, звёзды типа RR Лиры, типа
Щита, типа Миры Кита и др. Периоды звёздных пульсаций - от неск. с до неск.
лет. До недавнего времени были известны в основном звёзды с радиальными
пульсациями. Различают звёзды, пульсирующие в осн. тоне и в обертонах.
Выявлено немало звёзд, пульсирующих нерадиально, как правило, с малыми
амплитудами переменности блеска. Встречаются звёзды, у к-рых одновременно
возбуждены неск. мод пульсаций; это особенно характерно для звёзд с нерадиальными
пульсациями.
На Герцшпрунга - Ресселла диаграмме мн. типы пульсирующих П. з. локализованы в пределах проходящей по всей диаграмме наклонной полосы, наз. цефеидной полосой нестабильности. Звёзды в цефеидной полосе нестабильности находятся на самых разл. стадиях эволюции и могут принадлежать к разным подсистемам Галактики .По светимости они могут относиться к любой последовательности диаграммы Герцшпрунга - Ресселла, от сверхгигантов (цефеиды и др.) до белых карликов (звёзды типа ZZ Кита).
Для цефеид - пульсирующих сверхгигантов плоской составляющей Галактики, периоды к-рых лежат в диапазоне от 1 сут до неск. десятков сут. существует исключительно важная зависимость между продолжительностью периода и ср. светимостью. Зависимость "период - светимость" даёт возможность определять расстояния до цефеид. Благодаря высокой светимости цефеид, позволяющей обнаруживать их не только в нашей, но и в др. галактиках, удалось на основе зависимости "период - светимость" прокалибровать систему внегалактич. расстояний (см. Расстояний шкала).
Большинство взрывных и новоподобных звёзд представляет собой тесные двойные звёзды ,один из компонентов к-рых - белый карлик. В ходе дисковой аккреции газа, перетекающего на белый карлик со спутника, могут создаваться условия для разнообразной активности типа вспышек. Поскольку источником газа является атмосфера связанной с белым карликом нормальной звезды, аккрецируемое вещество богато водородом. Если накопленный на поверхности белого карлика водород вступит в термоядерную реакцию, произойдёт мощная вспышка, характерная для новых звёзд. Менее масштабные вспышки наблюдаются у т. н. карликовых новых (типа U Близнецов), по структуре двойной системы неотличимых от типичных новых звёзд. В качестве возможной причины вспышек карликовых новых рассматривается изменение скорости поступления вещества в аккреционный диск либо нестабильность диска, ведущая к изменению скорости поступления вещества через аккреционный диск к поверхности белого карлика. Симбиотич. П. з. (звёзды типа Z Андромеды) - системы, состоящие из гиганта, белого карлика и протяжённой оболочки. У этих звёзд на фоне неправильной (нерегулярной) переменности также нередко наблюдаются большие вспышки. Особое место среди П. з. занимают сверхновые звёзды .Вспышка сверхновой звезды, являющаяся одним из заключит. этапов эволюции звёзд с определ. параметрами, в настоящее время представляется единств. видом звёздной переменности, имеющим непосредств. эволюц. значение.
Эруптивные звёзды меняют блеск из-за нестационарных процессов, происходящих в их атмосферах. Так, видимый блеск звёзд типа R Северной Короны может ослабевать в тысячи раз из-за образования в околозвёздном пространстве графитовых частиц, затмевающих свет звезды для наблюдателя. Подобная активность этих звёзд связана с необычным хим. составом (избыток углерода, практически полное отсутствие водорода - обычно самого распространённого элемента в звёздных атмосферах). Большую группу эруптивных П. з. составляют молодые звёзды, связанные с диффузными туманностями, - т. н. орионовы П. з. Те из них, спектры к-рых обладают характерной особенностью (аномально сильными эмиссионными линиями FeI,
= 4063, 4132), наз. звёздами типа Т Тельца. Переменность орионовых звёзд
носит преим. нерегулярный характер, нередко встречаются вспышки либо ослабления
блеска, напоминающие изменения блеска затменных переменных. Замечены и
квазипериодич. изменения, связанные с появлением горячих пятен на поверхности
вращающихся звёзд. Звёзды типа UV Кита - красные карлики, у к-рых непериодически
наступают вспышки с очень быстрым усилением блеска (зачастую за секунды)
и более медленным спадом (см. Вспыхивающие звёзды). П. з. типа UV
Кита принадлежат к наиб. слабым по светимости звёздам; многочисленность
красных карликов определяет высокую распространённость П. з. этого типа
в Галактике. К эруптивным П. з. относятся также и самые яркие сверхгиганты
(П. з. типа S Золотой Рыбы), неустойчивые в силу своей высокой светимости
и меняющие блеск нерегулярным образом со значит. амплитудами.
Под вращающимися П.з. понимают звёзды, меняющие свой видимый блеск при осевом вращении из-за наличия на поверхности пятен, яркость к-рых отличается от яркости соседних участков, либо из-за отличия формы звезды от сферической (в тесных двойных системах - эллипсоидальных переменных). "Пятенная переменность" характерна для химически пекулярных звёзд, у к-рых появление пятен связано с магн. полями. Крупные тёмные пятна вызывают переменность мн. холодных звёзд (звёзд типа BY Дракона), предельные случаи такой переменности возможны и у более горячих звёзд, подобных Солнцу.
В отд. класс П. з. выделены оптически переменные объекты, связанные с сильными источниками космич. рентг. излучения. Практически все такие источники, отождествлённые в оптич. диапазоне со звёздами, оказываются П. з. Детальная классификация П. з. этого класса затруднена ввиду большого многообразия наблюдаемых явлений, приводящего к высокой степени индивидуальности каждого объекта. П. з. этого класса представляют собой тесные двойные звёзды, один из компонентов к-рых - компактный объект (чёрная дыра, нейтронная звезда или белый карлик).
Нек-рые П. з. могут относиться сразу к неск. классам. Так, у звёзд типа R Северной Короны помимо больших ослаблений блеска наблюдаются и пульсации. Нек-рые хим. пекулярные звёзды также меняют блеск из-за короткопериодич. пульсаций, наложенных на "пятенную переменность". Весьма характерным является сочетание переменности типа BY Дракона и типа UV Кита, эллипсоидальной переменности и затменной переменности и т. п.
