变星分类(总表)

孙国佑著
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    本文变星分类参考GCVS变星总表与VSX的分类方法（根据天体物理原因进行的分类），变星分类如下七种类别：① 食双星，② 脉动变星，③ 爆发变星，④ 自转变星，⑤ 激变变星，⑥ X射线变星，⑦ 其他变星。变星按其光变原因，也可以可以分成内因变星和外因变星。内因变星有脉动变星，爆发变星，激变变星，X射线变星。外因变星有食双星，自转变星。（本文的专有名词尽可能采用中国天文学会天文学名词审定委员会审定的译名）

一，食双星（Eclipsing binary）

    又称食变星，食双星。食双星双星系轨道面与地球上的观察者所察的视线交角极小时，两星相互交食，光度发生下降，这就是食双星的原理。食双星光变周期与两星轨道运动周期相等。食双星分类有多种，一种是按光度曲线分类，一种是按两星间距分类，还有按两星物理特性分类。

1，按光度曲线分类：

    ①， 大陵型（EA，β Persei-type (Algol) eclipsing systems）
    也叫大陵五变星或大陵五型双星是以英仙座β星（中国星名为大陵五）为代表的一种食变星。当温度较低的恒星由较热的恒星前方经过时，会遮蔽后方恒星部分或全部的光，这是这对双星光度的主极小，所以由地球观察到的双星亮度会下降；但稍后，当较热的恒星经过过较冷恒星前方时，也会造成光度的下降，称为第二极小或次极小。两星都为椭球状或捎带椭球状，在光变曲线中，食始、食终都是清晰的，食外光变曲线基本是平的。周期长度因星而异，大多数周期范围0.2-10000天，短周期比较有名的有玉夫座VZ （0.145天），比较长的又御夫座ε，长达9892天（27年），近些年时域天文的发展，已经发现了一批周期只有几十分钟乃至十几分钟的EA食双星。光变幅度各不相同，0.01-几个星等，典型为大陵五。

    ②， 天琴座β型（EB，β Lyrae-type eclipsing systems）
    天琴β型变星是一种非常靠近的食双星，因为两颗星的互绕，其中一颗会经过另一颗的前方，因此它们的总光度会周期性的变化。天琴β型变星的两颗恒星质量都很大（数倍于太阳的质量），都属于巨星或次巨星。并且两颗星是如此的靠近，以至于它们的外观因为强大的重力作用而产生变型：恒星成为椭圆的球体，并且外围的质量会从其中的一颗恒星流向另外一颗。两星为椭球状，食时双星系整个可见光度连续发生变化，食始、食终时候不清晰，次极小常可观测到，次极小深度比主极小浅很多，光变曲线极大部分不平坦因为有互关反射，光变幅度2星等以下，已知光变最大的也只有2.3等（天琴座V480），周期通常大于0.5天。已知周期最短的是0.29天（长蛇座OY），最长的是198.5天（圆规座W）。在天琴β型变星中，周期超过100天的，通常成员中都有一颗是超巨星。光谱型为B型或A型，原形就是天琴座β，中文名渐台二。天琴β型变星的次分类中通常会纳入大陵五变星EA，虽然它们的变光曲线非常不同（大陵五变星EA的食有非常明确的界限）。另一方面，天琴β型变星EB看起来与大熊W型变星EW有些许的相同，但后者通常只是比较靠近的密接双星，并且组成的恒星质量也较天琴β型变星EB低（大约只与太阳直量相当）。

    ③，大熊座W型 （EW，W Ursae Majoris-type eclipsing variables）
    周期短于一天，两星为椭球，两者表面几乎相融，因为它们外面数层的气体是共有的，因此被称为共包层双星。经由两颗星相连之处，双方的质量和热可以相互流通，会使两颗星的温度一致。光变曲线表明食始、食终时间不清楚，主极小与次极小深度相同，只是稍有点不一样而已，光变幅度在0.8星等以下，光变周期通常认为1>P>0.22天，但也少部分小于0.22天。光谱型为F-G以及更晚型，典型为大熊座W。大熊W型变星在现在的宇宙中非常普遍，其数量约占全部恒星的1%。
备注：1，EW跟RRC较难区分，RRC周期多为0.3天左右。2，EW跟ELL的区分，EW周期偏短小于1天，幅度略大些可达0.8等，EW的极大曲线较圆滑，极小曲线较尖锐，ELL周期更长超过1天，幅度略小低于0.1等，光曲线则呈现出更为复杂的形状，通常不是正弦波。

     ④，E-DO
掩星盘系统。这是一种双星系统，包含一个环绕双星的星周盘（circumbinary disk），该盘会导致长时间、长周期的盘面掩食现象。

    2，按两星间距分类-Kopal分类（根据双星中的一颗或两颗子星是否充满洛希瓣，可以将双星分为）：
    ①，分离型（不相接双星）（D）：”两星完全分离，均未充满洛希瓣，两星光谱也都属于主序，质量大的主星半径也大，系统中两子星都未充满其洛希瓣。
    ②，半分离型（半相接双星）（SD）：一颗子星已充满洛希瓣，如天琴β。中央氢的燃烧已停止，并转变成亚巨星，在这种恒星中，能源是处于氦核与氢气壳间的薄层内，两星发生着质量交流。
    ③，相接型（相接双星）（C）：两星都充满洛希瓣，如大熊W。并彼此相接，两子星有着公共大气层，相互间进行着物质交流，按Kopal的意见，该型也包括大熊座W型。除此之外还有许多科学家提出不同的分类，对于食双星更合理的分类至今还未产生，还有待于对其更深入的了解与研究。按光变曲线的古典分类与按两星间距的Kopal分类相比较时，EA就是D或者SD型，EB是SD型，EW是C型。

    3，食双星也可以根据系统的状态或成员星的特质、成员星是否填满洛希瓣分类。下面的分类可以和上面的分类以“/”加和使用，以更全面的体现双星系统的性质，如EA/RS：

AR：成员星为亚巨星，且未填满洛希瓣。原型为蝎虎座AR。
BD：至少有一个褐矮星组成的双星系统。
D：成员星皆未填满洛希瓣，不相接双星。如英仙座β（大陵五，Algol）。
DM：成员皆为主序星的D型。
DS：成员星包含亚巨星的D型，例如船帆座EW。
DW：类似于大熊座W型变星的D型，例如双鱼座RV。
EL：由核心氦组成的前白矮星和早期主序伴星组成的 EL CVn 型双星。
GS：双星至少有一个是巨星或超巨星。
HW：由热亚矮星和红矮星或褐矮星伴星组成的HW Vir 型系统。这些系统显示出显著的反射效应。
K：成员星填满洛希瓣，相接双星。如大熊座W。
KE：成员为O-A型光谱的K型，例如乌鸦座Y。
KW：类似于大熊座W，成员皆为F-K型光谱，例如鲸鱼座TW。
PN：在双星之间存在行星状星云的核心。
SD：半相接双星，一成员星未填满洛希瓣，另一个反之，如船帆座RR。
WD：系统中存在白矮星。
RS：典型特点在光谱中存在强度变化的强Ca II，H和K发射线，暗示有强的类太阳色球活动。
WR：双星至少有一个沃尔夫-拉叶星。

二，脉动变星

    脉动变星（Pulsating Variables）:星体发生有节律的、大规模运动而使亮度发生变化的恒星。 如：径向脉动→半径，光度，温度，视向速度和磁场的变化。

    1，造父变星（CEP， Cepheid variables）

    是一种周期性脉动的变星，仙王座δ是这类变星中第一颗被证认出的，由于它的中文名是造父一，因此这类变星得名“造父变星”。造父变星利用周光关系可以测量恒星和星系的距离.（周光关系指造父变星具有的光变周期和绝对星等之间的关系，造父变星越亮，光变周期越长）。它的光变周期与绝对星等的变化具有确定的关系，即周光关系，周期及光变曲线形状在原则上市不变的，但经过数百或者数千周期后会有0.001-0.1%的周期变化。造父变星的特点为质量3-10 M⊙ 的F-K型巨星或超巨星，位于H-R图上主序上方的造父不稳定带。其光变主要来自表面温度的变化，且与半径变化反位相（半径变化5-10%）。极大光谱型为G至近于F型，极小光谱为G-K，周期越长，光谱型越晚。根据在银河系内的分布，可分为星族I型，星族II型。

    ①，第一型造父变星（DCEP）：这类变星也称为仙王座δ型变星，又称经典造父变星，属于第一星族造父变星，长周期造父变星，是比较年轻的恒星，多为黄色的巨星或超巨星，常见于星系的旋臂中，质量为太阳的4-20倍，光度很大，是太阳的103到104倍，是年轻的巨大恒星穿过不稳定带所形成的。经典造父变星在可见光波段光变幅度为0.1-2个星等，最亮时光谱型一般为F型，最暗时为G型或K型，光变周期1-135天不等。但也有例外的，比如武仙座BP星的光变周期为83.1天，小麦哲伦云中也发现过光变周期长达二百天的经典造父变星。经典造父变星的周光关系比较明显，其绝对星等M与光变周期P的关系为：M = − 1.8 − 1.74lgP。经典脉动变星的光度和脉动周期之间存在着明确的关联性，可靠的造父变星成为可行的标准烛光。

    ⑴，DCEPS：这些是光变幅小于0.5等（V）和小于0.7等（B）的DCEP变星，其光变曲线近乎对称（M-m约为0.4-0.5个周期）；通常它们的周期不超过7天，是一阶谐音脉动变星。

    ②，第二型造父变星（Type II Cepheid）
    第二型造父变星，它的脉动通常介于1至50天之间。第二型造父变星通常是第二星族星，因此是老年、通常贫金属、低质量的恒星。过去常常以室女座W型变星取代第二型造父变星的名称，但现在依据周期分为几个子群，室女座W型变星只是其中的一种。周期在1-8天的属于BL Her子群、8-20天的属于W Vir子群、周期超过20天的属于RV Tau子群。第二型造父变星遵守着周光关系，因此是重要的标准烛光，但是它们比同周期的经典造父变星暗了1.6星等。第二型造父变星常用来测量和建立银河中心、球状星团和星系的距离。

    ⑴，室女座W型变星（CW）: 
    这类变星也称为室女座W型变星，属于短周期造父变星，年老的恒星，银河系中的室女座W型变星多分布于银核、银晕以及球状星团中，是低质量的恒星在演化末期核心产能不稳定而形成的产物。星族II造父变星已经经过了红巨星阶段，并失去了大量的物质。目前的质量仅仅有太阳的50%到90%，但由于高度演化仍具有数百倍到3000倍于太阳的亮度。它们非常古老，缺乏金属，通常年龄在数十亿年甚至一百亿年之久。它的光变周期短于一天，光变曲线与星族I型变星不同，而周期光变曲线形状两者相同。零点接近，但比相同周期星族I型暗1.5-2星等。周期约为0.8-35天，振幅为0.3-1.2星等，光谱型介于F6至K2之间，其绝对星等M与光变周期P的关系为：M = − 0.35 − 1.75lgP。在视向速度方面，星族I型平均为±15公里/秒，而星族II型为±36.3公里/秒。有2个亚型：

1. CWA型（W Vir）: 也称为W Virginis 变星，周期大于8天。
2. CWB（BL Her）: 也称为BL Herculis 变星，周期短于8天。

    ⑵，金牛RV型变星（RV Tauri variable stars）
    金牛RV型变星是超巨星变星，它们在亮度上的变化与径向上的脉动变化息息相关，它们在亮度上的变化也与光谱型有关。当它们变亮时，恒星的光谱类型是F到G，而当它们变暗时，光谱会变成K或M。亮度变动的周期通常是30-150天，光变曲线呈双波状，周期相当固定，并且有主极小和次极小交替出现的行为，但主极小和副极小的深度不固定，并且常发生主极小和副极小的相互转变。 光度的极大度和极小值在亮度上可以相差到4星等，典型为金牛座RV。金牛RV型变星有两种类型：

1. RVa型变星：平均光度不变，典型武仙座AC。
2. RVb型变星：平均光度会呈现周期性的变化，使它们的极大光度和极小光度在600-1500天的时间尺度上变动。

    ③，矮造父变星

    ⑴，盾牌座δ型（DSCT，δ Scuti stars）: 光变幅度0.003-0.9星等、光变周期0.01-0.2天的脉动变星。这类变星的类型通常是A0至F5的巨星或主序星。这一种变星的原型是盾牌座δ，以4.65小时的周期规律的胀缩，造成光度在+4.60至+4.79之间变化。 由于光变与视向速变化间的位相与天琴座RR型极像，所以把它归为天琴座RR型的一种变种，另外这种变星在某些频道中遵循周光关系，是像造父变星一样的标准烛光。
盾牌座δ型变星DSCT能在球状星团中发现的凤凰座SX型变星也遵循周光关系，通常被认为是包含老恒星的盾牌座δ型变星DSCT的子类。在主序带上找到的快速振荡Ap星也被认为是盾牌座δ型变星DSCT的子类。
    ⑵，大变幅盾牌座δ型变星（HADS，High Amplitude δ Scuti stars）: 光变振幅大于0.15星等的振幅和非对称光曲线

    ④，牧夫座BL型变星（BLBOO，BL Boötis variable 或 ACEP） : 即是所谓的“异常造父变星”，一群在不稳定带上，周期0.4-2天的脉动变星，类似天琴座RR变星，但是光度较高。异常造父变星的质量比第二型造父变星、天琴座RR型变星高，也比我们的太阳高（1.3-2.2个太阳质量） 。它们是贫金属 A 型和早期 F 型恒星。尚不清楚它们是在转回水平分支的年轻恒星，还是双星系中进行质量转移的蓝离散星，或甚至是两种的混合。典型牧夫座PL和鲸鱼座XZ。GCVS分类为 BLBOO。

    ⑤，双模造父变星（Double-mode Cepheids variable）
    显示出不止一种脉动的模式；通常有两个周期：主周期为2-7天，副周期通常为主周期的0.8倍。主要类型有BCEP（B）， DSCT（B）， HADS（B）， SXPHE（B）， DCEP（B），DCEPS（B），CWB（B）天琴座RR型的子类由RRD型表示。

    2，天琴座RR型（星团变星）：天琴座RR型严格来说，也算造父变星的一种，是脉动的水平分支恒星，贫金属的第二星族星。周期0.05-1.5天，变幅0.2-1.5星等。光谱型A型（大多数）和F型， 绝对星等几乎都为0.6等，质量约为太阳的一半。它们是古老的恒星，原本的质量与太阳相似，大约是0.8太阳质量的恒星，在经历红巨星分支阶段时几乎耗尽了它们核心中所有的氢，现在正在燃烧氦。天琴座RR变星在一些球状星团中很常见，曾经被称为“星团变星”。它们在天文学上的重要性与造父变星相同，因为它们有助于我们校准宇宙中物体的距离。1916 年，哈洛·夏普利发现天琴座RR变星的光曲线在幅度和形状上都有变化，周期约为 41 天。这种变化后来被称为“布拉茨科效应Blazhko effect”，其解释至今仍是天体物理学中的一个持久之谜。

天琴座RR变星有三种亚型：

    ①，RRAB：最为常见，RRab型星的光变曲线不对称，上升段陡峭而下降段缓慢，光变周期比较长0.3-1.2天（平均0.55天），光度变化幅度0.5-2等。

    ②，RRC：RRc型星具有正弦的对称光变曲线 ，多为A型星，光变周期比较短0.2-0.5天（平均0.3 天），光度变化幅度比较小（一般小于0.8等），RRC比RRAB更蓝。

    ③，RRD：RRd 型星较为罕见，它们同时脉动于基频与一阶谐频，是双方式脉动体，也属于双模造父变星，异常造父变星。

    3，水平支以上1型变星（AHB1，”Above Horizontal Branch” variables of subtype 1）
    水平分支以上1型变星，又称XX Vir变星，具有高度不对称的大振幅光曲线（上升持续时间<25%），周期为0.7 < P < 3 d，类似于RRab变星的光曲线。金属丰度低（[Fe/H] <-1），在氦核耗尽后穿过从蓝色到红色的不稳定带到达AGB。它们质量低，亮度高（Mv= +0.2 ~ -1.4）比同时期的RR天琴座恒星亮。文献中对它们的命名存在争议。它们最初被称为RRD，但现在这个名称用于双模RR天琴座变星。它们也被称为“短周期II型造父变星”，被归类为CWB变星，但它们的光变曲线与BL Her（CWB）星不同（光变曲线呈驼峰且上升持续时间较长）。 AHB1 恒星在 HR 图中与异常造父变星 （ACEP） 占据相同区域，但它们的光变曲线不同，AHB1恒星在矮球星团中不存在，但在球状星团中存在。

    4，凤凰座SX型变星（SXPHE，SX Phe star）
    从现象上看，类似于HADS变星，周期在0.03-0.08天 （0.7-1.9小时） 的脉动变化，星等变化可以达到0.7等。光谱类型 A2-F5 相较于太阳，这些恒星的金属量较低，这意味着其它元素相较于氢和氦的丰度是较低的。 凤凰座SX型变星主要在球状星团和银晕中，变光周期和亮度明显的有周光关系。已知所有有凤凰座SX型变星的球状星团内都有蓝离散星，这些恒星看起来比在同一个星团中有着相同亮度的主序星更蓝 （有着更高的温度）。

    5，长周期变星（Long-period variable star，LPV）
    周期50-1000天的变星，可分为米拉变星Mira，慢不规则变星L，半规则变星SR，小振幅红巨星SARV。（GCVS并无LPV分类，VSX有单独分类，单极容易混淆，通过查阅资料决定这里采用Gaia的分类方法）

    ①，蒭藁增二型变星（米拉变星Mira）
    米拉变星是脉动变星，特征是颜色非常红，周期超过100天，而且光度变化超过一个视星等，理论上不超过 2个太阳质量。它们已经是红巨星在恒星演化至非常后期（在渐近巨星分支），即将逐出外面的气体壳层成为行星状星云，并将在数百万年后成为白矮星。典型为蒭藁增二（绝对星等-3.6至+4.5），鲸鱼座ο星，又名米拉。

    ②，慢不规则变星（L，Slow irregular variables）
    慢不规则变星，分为L、LB、和LC三种类型，是一种周期不明确的缓慢亮度变化的变星。这种变星大多数都是晚期的K、M光谱类型，或是S-型星和碳星。
⑴，L-型：船底座V0341、双子座OX
⑵，LB-型：毕宿五（金牛座α）、飞马座β、船尾座V0569，通常都是巨星，光谱类型为晚期（K， M， C， S）。
⑶，LC-型：变幅大约是1等的晚期光谱类型超巨星。

    ③，半规则变星（SR， Semiregular variables）
    半规则变星，是光谱类型为中期和晚期的红巨星或超巨星，光谱型从F型到S型均有。显示出可以观察到的周期性和光度变化，但有着各种各样的不规则性或中断的变化。同时光度曲线在每个周期内或多或少的都有一些变化。半规则变星的周期大约从几十天乃至若干年。总光变幅可达3-4个星等﹐通常多为1-2个星等。金牛座RV型变星﹑黄半规则变星和红半规则变星三者的光谱型依次更晚，平均光度也依次减弱。

    半规则变星可以分为几种类型：

    ⑴，SRA：光谱类型 （M、C、S或Me、Ce、Se） 的巨星，有确定的周期和较小的变光幅度，通常在可见光的变化低于2.5等，坟墓一 （宝瓶座 ζ）是这一类型的例子。振幅和光度曲线的形状经常会改变，周期的范围在35天至1200天之间。许多这一类型的变星与米拉变星的差别只是光度变化的幅度较小。
    ⑵，SRB：光谱类型 （M、C、S或Me、Ce、Se） 的巨星但周期特性难以确认 （许多的周期都在20至2300天之间）或是有着缓慢不规则变化的交替性周期，有些还会偶尔或一度完全停止变化。北冕座 RR和天鹅座 AF是有这种行为的例子。这种类型的每一颗恒星通常都会有一个平均周期，会有两个或多个有稍许不同的周期同时被观察到。
    ⑶，SRC：光谱类型 （M、C、S或Me、Ce、Se）的超巨星，光度的变化大约在1等，周期则从30天至数千天。造父四 （仙王座 μ） 是这类型中明显的例子。
    ⑷，SRD：光谱类型F、G、或K的巨星和超巨星，有些在光谱中会有发射谱线。光度变化的振幅范围在0.1至4等，而周期从30天至1100天。武仙座 SX和大熊座 SV是这种类型的例子。
    ⑸，SRS：短周期的快速脉动红巨星，周期在1个月左右，例如白羊座AV。

    ④，小振幅红巨星（SARV，small-amplitude red variables）
    也有称做OSARGs，OGLE small amplitude variable red giants。周期15-200天，拥有半规则/不规则的多周期，光变0.02-0.5星等。光谱类型M0III及更晚，有效温度：3800 K及更低，质量：0.8-2.0太阳质量，半径> 40 太阳半径。（有研究表明SARV和LPV是两种不同的变星，GAIA将其归为一类。）

    6，仙王座β型变星（BCEP，Beta Cephei type）

    也称大犬座β星型变星，是一种经由表面的胀缩而改变呈现在外亮度的变星，这种变星的变光快速但幅度很小，亮度变化被认为是由于铁在内部20万K下的异常性质，造成表面的脉动，半径最小时光度最大。这些变星是是晚O到早B光谱类型的非超巨星（蓝白色高温恒星）。典型的仙王β型变星的光度变化只有0.01-0.3等，而周期在0.1-0.6天。这种变星的原型是仙王座β， 不要将这样的恒星与以造父一（仙王座δ）为名的造父变星混淆，仙王座β型变星位于银盘内。

    ①，BCEPs：短周期仙王β型变星，为仙王β子类。光谱类型为B2-B3 IV-V;周期和光振幅的范围分别为0.02-0.13天和0.01-0.05等，即比正常观测的小一个数量级。(VSX收录仅3颗)

    7，天鹅座α型变星（ACYG，Alpha Cygni variables）
    天鹅座α型变星是显示出非径向脉动的变星，意味着当恒星表面有些地方收缩时，而同时也有些地方是扩张的。它们是光谱类型B或A的超巨星（是位于银盘中的年轻大质量恒星），亮度变化大约0.1星等，并与脉动相关联，而由于和多脉动周期的节拍相关联，因而通常是不规则变星。周期通常有几天到几个星期的周期，原型是天津四（天鹅座α）。 

    8，剑鱼座γ型变星（GDOR，Gamma Doradus variables）

    剑鱼座γ型变星一种由表面非径向脉动造成亮度变化的变星，比太阳稍微大一些的恒星，表面温度在6500K-7500K之间，光谱类型从A7-F7。我们可以通过它们特有的亮度波动来识别它们的光曲线，这种亮度波动周期0.25-4天不等。这些波动是由重力模式的脉动引起的，这是一种与海洋表面波行为相同的波。这些波影响了恒星的表面温度，从而让我们观察到它的亮度变化，变幅通常不超过0.1星等。典型是剑鱼座γ。

    ①，HAGDOR：剑鱼座γ型变星的子类，振幅可高达0.4等，具有多周期，有时多周期曲线叠加会产生更大的光变。

    9，望远镜座PV型变星（PVTEL，PV Telescopii variables）
    有着微弱氢线和强氦和碳线的Bp星，此类变星被定义为’’氦超巨星’’，一般的周期从0.1到1天不等，光变幅度为0.1-0.3星等。这些恒星的氢谱线比正常的B型恒星微弱，但氦和碳线更强。这种类型的原型是HD 168476，也就是望远镜座PV，其中会经历小但复杂的光度变化和径向速度的波动。望远镜座PV星相较于其它B型恒星是极度缺乏氢，和光度会在几小时到几年的时间尺度范围上发生变化。当2008年，在变星总表上只有12颗被确认的望远座PV型变星望远镜座PV型变星根据恒星光谱分为三种不同的类型。

PVTEL I：周期5 – 30天，显示出低振幅准周期光变化，是缺氢的A或b超巨星。
PVTEL II：周期0.5 – 5天，显示出低振幅准周期光变化，是贫氢O或早期b超巨星
PVTEL III：周期20 – 100天，呈现低振幅准周期光变化，但不像RCB恒星那样处于深度极小期，是缺氢和富碳的F或G超级巨星。

    10，慢脉动B型变星（SPB，Slowly pulsating B type stars）

    缓慢脉冲B型星SPB与剑鱼座γ型变星GDOR非常相似，但质量更大（是太阳质量的2.5到8倍）。它们非常热，有效温度在11000-30000K之间，通常表现出多种重力模式的脉动，脉动周期几小时到几天不等。GCVS分类为LPB。

    11，SPBe
    快速旋转的Be星显示出重力模（即非径向的重力模式）的非径向脉动。与SPB恒星不同，在SPBe恒星的高阶重力模中，主要被激发的是顺行模式。振幅范围从检测不到到到大约0.2等。

    12，鲸鱼ZZ型变星（ZZ，ZZ Ceti variables）
    该类变星是非径向脉动白矮星。其光变周期约0.5-25分钟，振幅0.001-0.2星等。它们通常显示出几个相近的周期。有时可以观测到1星等的耀斑。有以下2个子类型:

    ①，ZZA：也称DAV星，只有氢吸收谱线的DA谱型的鲸鱼ZZ型变星;
    ②，ZZB：也称DBV星，是DB谱型的鲸鱼ZZ型变星，其光谱中只有氦吸收线，也称为V777 Herculis。
    ③，ZZO：也称室女座GW变星（GW Virginis变星）原型是PG 1159（通常称为前简并星，是一颗大气层的氢不足够，而中心正在转变成为行星状星云和高热白矮星的恒星），室女GW型可以再分为DOV和PNNV星。大气层中大部分是He、C和O。ZZO型严格上还不是白矮星，相反的，它们在赫罗图上的位置介于渐近巨星分支和白矮星之间，应该称为前白矮星。它们是高温的，室女座GW变星的表面温度在75000 K至200000 K、光变周期范围在大约300秒至5000秒，并且有着以氦、碳和氧为主的大气层和相对较低的表面重力（log g ≤ 6.5），一般认为这类的恒星在冷却后会成为DO白矮星。
    ④，ZZ/GWLIB：GW天秤座恒星。在具有低吸积率的灾变系统中的非径向脉动白矮星，其光谱中有氢和氦吸收线。它们表现出低振幅和不相称的周期性信号，这些信号在几天内大致是恒定的，但在较长的时间尺度上，频率和振幅有些短暂。 
    ⑤，ZZLep：ZZ蛇夫座恒星：行星状星云中心恒星变星。这些是温度低于50000 K的高温恒星(光谱类型O)，具有富氢光谱，周期几小时到几天。这种变化最合理的机制是脉动或恒星质量损失速率的变化，或两者兼而有之。

    13，蓝大振幅脉动变星（Blue large-amplitude pulsator，BLAP）
    疑似一种类型的脉动变星。它们非常罕见，光学重力透镜实验在调查10亿颗恒星之后，只有14颗属于这一类型。蓝大振幅脉动变星是来自华沙大学的一组天文学家发现的，并于2017年6月发表在《Nature Astronomy》这本期刊上。当2013年在搜寻周期短于1小时的变星期间，检测到一颗周期为28.26分钟的变星，尽管它的周期较短，且振幅异常的大，但仍暂时分类为盾牌座δ型变星DSCT。此一类型恒星的特点是在半小时左右（20-40分钟），振幅在0.2-0.4等，光变曲线形状与 RRAB 型恒星相似，颜色极蓝，表面温度大约在30000K左右，并且比主序星小。蓝大振幅脉动变星结构模型类似于巨星的模型 -96%的质量集中在只有整颗恒星半径20%的核心中。其余的质量在一个稍微皱褶，以快速脉动的包层，因此有大振幅的光度变化。目前，这样的理论指解释了蓝大振幅脉动变星是如何建造，它们的亮度是如何变化，而关于恒星的形成只有假设。其中一种假设是这些恒星在演化的某个阶段，肯定已经失去了大部分的质量，以及像现在这样的热。科学家认为，这样的配置不能由一颗孤独的恒星演化而来。例如，一种可能就是一颗恒星在星系中心的超大质量黑洞附近掠过。然后，黑洞剥夺了这颗恒星的外层，但正如科学家所暗示的，这种情况不太可能发生。另一种较可能的假设是这种天体可以在两颗低质量恒星合并后形成。

    14，快速振荡Ap变星（roAp，Rapidly oscillating Ap stars）  
    快速振荡Ap变星，特征是短时间内光度或径向速度的急速变化。脉动周期为0.003-0.015天（4-21）分钟，振幅0.01等左右。光谱为Ap型。这类恒星在赫罗图的主序带上的盾牌座 δ变星不稳定带。

    15，快速振荡Am变星（roAm，Rapidly oscillating Am variables）
    快速振荡Am变星，脉动周期为60-170次/天（8-22分钟），脉动引起的光变化幅度小于0.01等。

    16，快速脉动B型热亚矮星（RPHS，Rapidly pulsating hot （subdwarf B） stars）
    是一种短周期B型热亚矮星，也称V361 Hya变星或EC 14026变星，B型亚矮星是一种奇特的恒星，拥有高温加上极度缺乏氢的特征。被认为是过早被剥离外层的红巨星或者白矮星合并的产物。周期在90秒到600秒之间，振幅在百分之几星等。GCVS分类为RPHS，原型是长蛇座V361（V361 Hya = EC 14026-2647）。

    17，V1093HER，Long period sdB
    是一种长周期B型热亚矮星，周期在45到180分钟之间，也称为PG 1716变星，原型为V1093 Her。

    18，DWLYN
    V1093HER变星和V361HYA变星的混合型。

    19，BXCIR
    贫氢B型星(极端氦星)，存在不稳定性径向脉动，径向速度上表现出低振幅变化。它们有一个独特且规律的周期，大约为0.1天，振幅约为0.1等，例子:BX Cir, V652 Her。VSX中仅有2颗。

    20, ORG（Oscillating Red Giants）
    振荡的红巨星。显示小振幅非径向振荡的红巨星，这些恒星有对流包膜，其中湍流运动在不同的时间尺度和速度下起作用，产生可以随机驱动或阻尼共振的 p 模振荡的声噪声。振荡振幅被认为与光度成比例。脉动周期从几分钟到几个小时到几天不等。它们是通过太空望远镜(CoRoT,Kepler和TESS任务)不间断的观测中被发现。

    21，PPN
    嵌入在原行星星云中的后渐近巨星支（post-AGB）黄超巨星，具有从35到200天不等的SRD变异性，它们是早期F型到晚期G型超巨星，在银河系高纬度地区，具有红外过剩。

三，爆发变星（Eruptive variable stars）

    爆发变星是亮度变化的恒星，因为它们的色球层和日冕中发生了剧烈的过程和耀斑。 光变通常伴随着外壳事件或质量外流，通常伴随着外壳事件或以不同强度的恒星风形式的质量外流/或与周围的星际介质相互的作用。 此类包括以下类型：

    1，猎户座FU型变星（FUOR， FU Orionis star）
    是一种增光缓慢、减光更慢的处于主序星前阶段的变星。其特征是亮度在几个月内逐渐增加4-6个星等，随后要么是几乎完全不变的最大值，并持续很长一段时间，要么是缓慢下降1-2个星等。光谱型为F或G的超巨星，爆发之前可能属于金牛座T型变星。典型星是猎户座FU，猎户座FU在1936-1937年的一年多时间里增亮了6个多星等（B星等），光度极大的时间持续了两年左右，从1939年以后的十五、六年时间里才减光 0.2个星等。目前已知的猎户座FU型变星都与反射彗星星云相关。

    2，仙后座γ型变星（GCAS， Gamma Cassiopeiae）
    在变星总目录（GCVS）中被归类为Be，Be星被定义为“表面”温度在10000到30000K之间的非超巨星，它们至少在一次光谱中显示出发射线。大约20%的B星实际上是Be星，另外Be星的光谱可以随时间变化。GCAS是快速旋转的biii – ive恒星，其质量从赤道带流出。赤道环或圆盘的形成常常伴随着暂时的衰落。这些恒星在几十年的时间里表现出不规则的亮度变化，光变可达1.5星等。其典型是仙后座γ星，其的亮度通常为 2.25 等，但它的亮度会在1.6-3等之间变化。

    3，初期恒星体（Young stellar object，YSO）
    在GCVS老的分类也称为激变型不规则变星中，可分为三类，I，IN，IS。现这种分类已经被淘汰，在VSX收录中除了UXOR、EXOR、UVN，其他类别均被归类为YSO。

      ① ，UXOR：UX Orionis型恒星，或在文献中统称为UXors，是年轻恒星对象（Young Stellar Objects, YSOs）的一个子类，其光变表现出不规则的特性，光变幅度广泛，从几乎难以察觉到V波段超过4星等的巨大变化。这类恒星大多为Herbig Ae/Be型，但也包括一些T Tauri星，它们具有较晚的光谱类型，同样展现出类似的行为。值得注意的是，大振幅的光变仅限于B8型以后的恒星。

     UXors的光变有两个主要组成部分：(1) 在天文学意义上的“日”时间尺度上的不规则波动，围绕一个平均亮度水平变化，而这个平均亮度水平则以更长的时间尺度（通常为几年）进行变化，有时呈现出准周期性；(2) 偶发性的深度光度下降，即深谷，这些事件以不规律的间隔发生，但更频繁地出现在亮度周期的低点附近。当UXors的光学光线变得更暗时，会观测到偏振度增加，这表明存在遮挡视线的云团或团块。在极端的视觉最小值期间，还会出现颜色反转的现象。目前在 GCVS 中混合在 ISA、INA 或 INSA 类别中。 

      ②，金牛座T型变星（TTS，T Tauri type）：它们被分为两类:经典金牛座T型变星CTTS和弱发射线金牛座T型变星WTTS。GCVS变星总表分类为IT和INT。
      ⑴，经典金牛座T型变星CTTS：有恒星周围的吸积盘，光谱中有强发射线的恒星（EW（Hα） ≥ 10Å），还被称为金牛T型猎户座变星（INT，T Tauri type）。光谱类型在Fe-Me范围内，大多数典型恒星的光谱类似于太阳色球层的光谱。这种类型的特征是存在荧光发射线Fe II 4046， 4132 A（在这些恒星的光谱中异常强烈），发射线[Si II]和[O I]，以及吸收线Li i6707 A。只出现在各种亮的或暗的弥漫星云之中或其附近，并同星云有物理联系的变星，也是一种不规则爆发变星、红外辐射强，年轻处于主序前演化阶段。金牛座T型变星和弥漫星云密切相关，是构成T星协主要成员。

    ④，下面的分类可以和上面的分类以“/”加和使用，以更全面的体现YSO系统的性质，如TTS/DIP,YSO/ROT：
      ⑴，DIP：“Dippers”是指光曲线中出现下降的恒星。这些通常是光谱类型为K和M的年轻恒星对象（例如：EPIC 204278916），但在某些情况下，下降可能与年轻恒星无关，而是在更早期的恒星中出现（例如：KIC 8462852）。下降的幅度可能深于1个星等。有些是准周期的，有些则是不规则的。对下降现象的可能解释涉及环绕恒星的盘和类似彗星的过渡性碎片。
      ⑵，ROT：具有恒星自转特性的。

    4，北冕座R型变星（RCB， R Coronae Borealis variable）

非常奇特的且罕见的一种变星，亮度极大对应于正常状态，有时亮度会突然下降（亮度减弱被认为是由于尘埃云周期性地遮蔽了恒星的光），变幅达5-9星等。亮度下降一般每隔几年下降一次，且无规律。这种变暗是是由凝聚的碳粉尘造成的，当可见光的亮度衰减时，以红外线测量的亮度并没有随之减少。北冕座R型变星通常是超巨星，恒星光谱的类型是F和G（习惯上称之为黄色）。北冕座R型变星的大气层缺乏氢，氢相对于氦和其他化学元素的丰度由千分之一降至百万分之一，而宇宙中氢和氦的比例是3：1。另外RCB也有脉动，但他的主要特点是大幅亮度下降，所以还是把它归类为爆发变星。

    6，耀星（UV，UV Ceti Type）
    耀星是一类特殊变星，典型星是鲸鱼UV，故又称鲸鱼UV型星。主要特点是亮度有时在几分钟甚至几秒钟内突然增加十分之几至6个星等，个别的可达10等，亮度突变，增加率达到0.3m/分钟以上；在紫外光谱区域振幅要大得多。经过几分钟至几十分钟才回复到正常状态。光学、射电和X射线联合观测表明：X射线耀亮的时间间隔最短，射电耀亮最长，耀亮开始时刻射电波段最早，X射线波段最迟。耀亮的频数与耀星的光度有关，光度越小耀亮越频繁。在太阳临近已发现了200多颗，其中至少一半是双星的成员，它们离太阳几乎都不超过20PC，再远的，由于太暗而难于仔细观测。耀亮是年轻恒星所特有的现象，虽然与太阳耀斑有相似之处，但规模要大得多。

    7，沃尔夫-拉叶变星（WR， Eruptive Wolf-Rayet variable）
    具有 He I 和 He II 以及 C II-C IV、O II-O IV 和 N III-N V 的广泛发射特征的恒星。 由物理过程引起，特别是由大气中不稳定的质量流出引起的。典型为天社一（船帆座γ星）。特殊的恒星，连续光谱内有宽波段发射线，这使得它们区别于其他恒星。大多数沃尔夫–拉叶星是经历了红超巨星阶段的后期恒星，质量通常为太阳质量的8-25倍，非常炽热呈深蓝色，表面温度范围由50，000至200，000K，但直径并不大。但也有一部分是即将演化到超巨星阶段的早期恒星，例如R136a1，这类沃尔夫–拉叶星一般谱型较晚，但是光度、质量、半径均远远超过演化后期的沃尔夫–拉叶星，它们一般重达太阳的60倍以上，大20倍，更比太阳亮百万倍，属于宇宙中最亮的恒星。沃尔夫–拉叶星因其自身强劲的恒星风（300-2000千米/每秒），导致恒星质量的高速流失。由此产生不规则的光度变化，很多沃尔夫–拉叶星的恒星风会吹出绚丽的星云。

    依据发射线的主导元素不同，沃尔夫-拉叶星可以分成：
    ①，WN：发射谱线中有强烈和宽阔的氦和氮的光谱线。
    ②，WC：发射谱线中有强烈的碳光谱线。
    ③，WO：发射谱线中有强烈和宽阔氧的光谱线。
    若加上小写字母h，则为包含氢线（氢外层未完全剥离）者。一些混合型发射线的沃尔夫–拉叶星被归类为闪光星（Slash Star）。

    8，大犬座FS型变星（FSCMa ，FS CMa star）
    对它们的认识仍不很清楚，至少有一颗是有尘埃包层的B型主序星，它们长期经历不规则的光度变化，V波段平均亮度的变化可达2个星等，历时数年。它们被归类为Be星，但这一类恒星的氢发射线比经典Be恒星强得多，光谱类型从O9到A2，光谱中同时还表现出FeII、[FeII]、[NII]、[OI]的禁线和强红外超量，与快速旋转的Be星不同，这类恒星并非高速自转体。它们很可能是处于或刚经历快速质量交换阶段的双星系统，这一过程与尘埃形成有关，伴星通常比主星暗2-3个星等。大犬座FS型变星是很罕见的，很难确定其属性以确定导致其异常性的原因。在大量的星团中发现一些，这已经排除一些关于它们起源的理论。首选的解释依然是起源于双星，可能是恒星合并的结果。位于恒星形成区之外，可能属于主序星而非超巨星。示例：FS CMa，V0743 Mon。

    9，DYPer星
    缺乏氢的恒星，拥有非周期性的亮度下降事件，但亮度下降到恢复曲线基本对称，而不是在像RCB那样快速下降和缓慢恢复。其下降幅度小于RCB恒星。从光谱上看，它们似乎是正常的C型恒星，光谱中有C13的证据，而RCB恒星缺乏碳。通常显示半规则光变，类似SR的周期，比在RCB恒星中看到的脉动更长，光度也要弱很多。典型是DY Per。

    10，双周期变星（DPV，Double Periodic Variables）
    是一种双星，顾名思义这种系统拥有两个周期，而且大周期是小周期的约33 倍。主要在大麦哲伦星云中有发现，银河系中较少。

    11，终末氦闪天体（FF，Final flash object）
    恒星正在经历最后的氦壳闪光燃烧，这是后 AGB 阶段非常晚的热脉冲。它们在最初的增亮之后经历了类似北冕座R型变星RCB的亮度下降，然后被厚厚的尘埃碎片云隐藏，这导致了非常大的振幅（>10 星等）。 该类星极其罕见，示例：V4334 Sgr、V0605 Aql、FG Sge。（注：终末氦闪天体没有中文译名，是本人取的，描述未必准确。）

    12，cPNB[e]
    致密行星状星云（原行星状星云）B[e]变星。

 

四，自转变星（ROT，Rotating Variable Stars）

    也称旋转变星。

    1，猎犬座α²型变星、常陈变星（ACV/ACVO， Alpha2 Canum Venaticorum variables）
    也称常陈变星，是恒星光谱B8至A7的主序带星。它们有很强的磁场以及硅、锶、铬的谱线。这类变星因为磁场的变化造成0.01-0.1等的光变，周期从0.5-160天不等。除了光的强度之外，猎犬座α2型变星的谱线强度和轮廓也会改变，连磁场也会变化。这些变化的周期都是相同的，被认为是恒星的自转周期。一般认为是因为这修恒星的大气层中的金属分布不均匀造成的，因此恒星表面各处的亮度因点而。该类变星以位于猎犬座北部的双星之一猎犬座α²命名。其亮度变化为0.14星等，周期为5.47天。尾缀加字母O表示快速震荡常陈变星，它们周期更短（0.1日），星等变化范围只有0.01等。

    2，天龙座BY型变星（BY，BY Draconis-type variables）
    通常属于晚期的K或M型主序星变星。 该类变星显示准周期性光变化，周期从零点几天到 120 天不等，振幅从百分之几到0.5星等。由于表面的星斑和恒星的自转，和色球层上的其它活动，使它们展现出光度上的变化。光变曲线周期接近恒星的平均自转周期，被称为准周期性。在周期内的光变曲线是不规则的，且从一个周期到下一个周期，在形状上略有变化。其中一些部分会出现类似于鲸鱼座UV变星的耀斑，在这些情况下，同时被认为是喷发变星，原型为天龙座BY。

    3，旋转椭球变星（ELL，Rotating ellipsoidal variables）
    这种变星是主星和伴星相当接近的双星系统，因此成员星都是椭球状。这种变星和食变星不同，但是会因为辐射的发射面积改变而造成视星等的变化。一般来说这种变星的视星等变化不超过0.1，光曲线则呈现出更为复杂的形状，通常不是正弦波，ELL需要和EW食双星进行区分。旋转椭球变星中最亮的是室女座的角宿一。根据VSX的已知数据，大概周期0.1-300天不等，变幅0.01-0.1等。

五，激变变星（CVs，Cataclysmic Variables Star）

    根据李宗云的研究，将CV根据谱线特征分为三组：

    ①，以发射线为特征的天体，这些发射线包括氢的Bal-mer线、中性氦和电离氦，有时还有FeⅡ，cⅢ／NⅢ，它们是宁静矮新星或类新星变  星；
    ②，在He为发射线的天体中，其Balmer线足具有发射核的吸收线，有时也有中性氦线，这些天体是处于爆发下降阶段的矮新星或类新星变星；
    ③，有Bal-mer线系，有时还有氦线组成的纯吸收谱，或低量子数Balmer线有发射核，可能是爆发阶段的矮新星。

    程富华：激变变星爆发高潮时， 其光谱中有宽的巴耳末的吸收线，尔后随着高潮的低落， 吸收线中央出现一窄的发射线核， 且发射线核逐渐变大， 而吸收线特征逐渐消失。最终， 在低潮时， 宽的发射线占据了原来吸收线的位置。
    胡景耀：找有He1 5876和He2 4686发射线的恒星，如果有He1 5876和He2 4686发射线必有balmer发射线？蓝色且右端翘起一点（偏红），有Tio吸收带。Tio吸收带．在TiO分子吸收带中， 6852、7126和7672处的吸收带较强，几乎所有的M型星光谱都具有这些吸收带．由于 6867处有较强的大气吸收带， 6852处的吸收带一般会和6867处的吸收带混合形成较强的分子吸收带。对于普通的吸收线恒星和爆发期的Cvs仅从光谱上是无法区分的。磁化也叫极化，在可见光部分其实就是偏振。
    张忠勇：迄今已经测出100多颗CVs轨道周期，显示三个主要特征：小于6天；最小为80分钟；在2-3小时范围明显缺少，称为周期空缺。
    统计研究表明，矮新星的平均变幅ΔmV和平均爆发周期P之间存在如下关系:ΔmV=0.4+1.85lgP（P以天计）。

    1，超新星（Supernova）

    超新星类型分两大类，I型超新星和II型超新星。
    根据光谱吸收线不同：
    首先根据有无氢线分为I型超新星和II型超新星：I型超新星无氢线，II型超新星有氢线。
    I型超新星又有以下子分类（I型超亮超新星称为SLSN-I）
    Ia型超新星：有Si特征谱线；（Ia型还有很多子分类，如Ia-91T-like，Ia-91bg-like，Ia-02es-like，Ca-rich，Fast SNe，Super-ch，Iax[02cx-like]，Ia-CSM）
    Ib型超新星：没有Si特征谱线，有较强的He特征谱线；（Ib型子分类，Ibn，Ib-Ca-rich）
    Ic型超新星：没有Si特征谱线，有较弱或者没有He谱线；（Ic型子分类，Ic-BL）
    I-pec型超新星：不符合I型超新星上述子分类，如Ia-pec，Ib-pec，Ic-pec等。

    II型超新星也有以下子分类（II型超亮超新星称为SLSN-II）
    IIb型超新星：随着时间发展演变出较强He特征谱线；
    IIn型超新星：在光度下降过程中仍然显示出较强H特征谱线，谱线相对较窄（II型超新星谱线大都非常宽泛）；
    II-P型超新星：在光度下降过程中仍然显示出较强H特征谱线，光变曲线中有一段平坦的高原形状；
    II-L型超新星：在光度下降过程中仍然显示出较强H特征谱线，在达到最亮之后的光变曲线呈现出线性下降；
    II-pec型超新星：不符合II型超新星上述子分类，如IIn-pec等。

    根据光变曲线不同：

    Ⅰ型光变曲线的峰值很“锐”，绝对峰值光度较亮，爆发后变暗时速度缓慢；
    Ⅱ型光变曲线的峰值稍“钝”一些，绝对峰值光度较暗，爆发后很快变暗（II-P和II-L两类）
    本站链接：超新星分类

    2，新星（Nova）
    新星是一种爆发变星，是由紧密双星系统中的白矮星吸积伴星物质，在其表面堆积了大量氢、氦等气体后，发生的剧烈核爆炸现象。新星爆发前通常都很暗，爆发时突然增亮，被误认为是新产生的恒星，因此而得名。新星爆发后亮度会在几天或几星期内上升至极大，然后在几个月到若干年期间内有起伏地下降到爆发前状态的天体，光变幅大都在7—16目视星等之间。一般的新星都有典型的光变和谱变。理论上认为多数的新星都是再发新星。只要伴星能继续的供应氢在白矮星的表面吸积，一颗白矮星就能反复的爆发成为新星，例如蛇夫座 RS，就是一颗已经观测到过有过6次爆发记录的新星（分别在1893、1933、1958、1967、1985和2006年）。最后白矮星或是将燃料用尽，或是塌缩成为中子星，或是爆炸成为Ia超新星。新星不仅只有银河系中有发现，在其他星系中也发现了很多新星。仙女星系 （M31）中至今已发现有200多个新星。M81、M33、大麦哲伦星系（LMC）、小麦哲伦星系 （SMC）等不少星系中也发现过许多新星。据估计，银河系每年50颗（因为距离太过遥远和观测的偏差，实际发现数量约为每年10颗），M31每年29颗，有些星系每两年一颗。本站链接：新星光谱分类。

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    新星按光度下降速度分为以下四种：

    ①，快新星（NA）：新星亮度快速增加，然后在达到最大亮度后，在100 天或更短的时间内衰减3星等。
    ②，慢新星（NB）：亮度从极大下降3个星等历时超过150天的新星。
    ③，甚慢新星（NC）：既所谓的共生新星（Symbiotic nova）的亮度变化非常缓慢，在最大亮度下可以维持了十多年，然后非常缓慢地变暗，振幅可达10等。在爆发前，这类新星可能表现出振幅为1-2等的长周期变化。发射光谱类似于行星状星云、沃尔夫-拉耶星和共生变星。不排除这些物体是正在形成的行星状星云的可能性。

    3，再发新星（NR，recurrent nova）
    曾被观测到多次爆发的新星。再发新星与经典新星一样，它们在爆发中向太空抛出的一层物质可以被利用分光设备探测到，而矮新星没有表现出这种行为。再发新星在银河系中的分布与新星相似，有向银心方向集聚的趋向，同属于盘星族。

    4，矮新星（UG，Dwarf nova）
    一类爆发规模较小、频次较高的爆发变星。矮新星在许多方面同新星和再发新星类似。矮新星准周期地爆发，光度陡然增亮，又慢慢变暗。不过光度变幅较小，一般不超过6个星等。爆发平均周期较短，约10-200天不等。矮新星可分为三类：

    ①，天鹅座SS型 （UGSS）：也叫双子座U型星，会在1-2天内增加2-6星等，并且在之后的几天内回到原来的光度。

    ②，大熊座SU型（UGSU）：原型是大熊座SU，具有更长和两种“峰值”，更亮的峰值可比”正常“的亮两个星等。这种峰值期间的光变曲线有一种称呼“超级驼峰（Superhump）”，来自其在光度曲线中的外形。是因为伴星的潮汐力引发吸积盘的进动，导致其周期性变形引起的粘性耗散的结果，这些变形是由吸积盘和伴星的轨道周期之间存在3：1共振引起的，只要伴星的质量在白矮星的三分之一或以上就有可能触发。这类变星是激变变星中第一个发现此现象的类群。一般系统的轨道周期小于十分之一日。在正常爆发之外，大熊座SU还包括大熊座ER和天箭座WZ两种次级类型。
    ⑴：天箭座WZ型（UGWZ）：为UGSU的亚型，由于极低的传质速率，超级爆发之间的间隔非常长（>4年），而正常的爆发很少或不存在。它们显示出双波的早期超级峰在爆发之初与轨道周期（作为2:1共振），轨道周期为0.05-0.08d，振幅大于7个星等。原型为天箭座WZ（WZ Sge）。
    ⑵：大熊座ER型（UGER）: UGSU矮新星的一个子类。这些恒星通常有三分之一的时间处于超级爆发状态，其超级周期为20-90天。在非超级爆发期间，它们通常会快速连续地发生一系列正常爆发。VSX中给出的周期通常是轨道周期。爆发周期在括号中给出。由于质量转移率较高，其亮度变化的幅度比其他矮新星小（约3个星等）。
    ③，鹿豹座Z（UGZ）：会在一个比峰质光度略低的特定光度上暂时停留一段时间的矮新星。

    ⑴：仙女座IW型（UGZ/IW）：也被称为Z Cam。UGZ的亚型。它们显示出由于停顿和类似日食的光线曲线而产生的爆发。典型:IW和V0513 Cas

    矮新星光谱：宁静矮新星以或强或弱的发射线为其特征，包括氢的巴耳末线，He I，偶尔也有 He II和/或Ca II，甚至Fe II，CIII NIII 等，巴耳末减缩很平甚至反巴耳末减缩。晚型伴星的吸收谱在轨道周期长于 ６小时的宁静矮新星中也能看到。许多矮新星（包括食或非食系统）中，发射线显示双峰现象。一般巴耳末线系中高量子数的线比低量子数的线轮廓更加复杂，中央裂缝更深（相反的情况也有），两峰之间的距离更大。矮新星 Z Cha中的 Ｈγ，Ｈδ中央吸收达到连续谱以下，量子数更高的巴耳末线发射峰完全消失，因此这个天体在宁静期同时发出发射谱和吸收谱，而且强发射线 Ｈβ，Ｈγ，Ｈδ又落在更宽的、浅吸收特征里面。在爆发期间，矮新星呈现吸收谱，包括巴耳末线，He II，CIII NIII 等。矮新星SS CYG的观测很好地覆盖了整个爆发过程，在上升期间发射线渐渐沉入吸收槽中，发射线流量很快减少以致探测不到，同时强巴耳末吸收线出现，在上升阶段后期的一个短时期内，巴耳末跳跃和巴耳末吸收线强度达到极大。爆发期间，只有少数矮新星呈纯吸收谱，多数具有不同强度的、相对窄的发射线加在线翼宽度达几千公里每秒的吸收特征上，亮度极大时巴耳末跳跃一般很弱，约为0.1星等，在亮度下降过程中减小，并由吸收变成发射。矮新星在爆发、超爆和平（standstill）期间的光谱似乎没有本质差别。在亮度下降阶段，吸收渐渐减弱，发射核渐渐增强，直到宁静阶段恢复纯发射谱。但是在这一过程中，总是量子数越高的巴耳末线发射越弱，比较亮的时候氢线明显窄于宁静期的氢线。特短周期矮新星的引力波问题是一个较新的研究课题。

    5，类新星（NL，Nova-like variable）
    类似新星的爆发变星，爆发的次数比较频繁，数年爆发一次。光变幅比新星和再发新星小，周期性不强。最突出的特点是光谱特殊。一部分类新星变星是爆发后的老新星，它们不时地爆发，抛射物质，形成气壳。例如，天鹅座P是1600年爆发的新星，近四百年来，星周形成二、三层气壳，是处在短暂的、极不稳定的演化阶段的超巨星。人马座BS是1917年爆发的新星，爆发后激变活动不止，光谱特殊。 另一部分类新星变星具有共生光谱，也称为共生星，既有冷星的吸收特征，又有热星的连续发射，还有气壳的高激发发射线。 已知的类新星变星虽然只有几十个，但彼此差异很大。尽管类新星具有类似新星的激变这种共性，但它们的本原可能大不相同。根据不同的可观测特征，可以区分出多种类型，如玉夫座VY型变星（ NL/VY，VY Sculptoris variables），六分仪座SW型变星（SW Sextantis variables），大熊座UX型变星（UX，UX Ursa Majoris variables）等，但尚有一些没有具体分类，类新星与矮新星具相似的特征，一般的理解矮新星、大熊座UX型变星和玉夫座VY型变星等基本上是同一类天体。它们之间的区别在于，在大熊座UX型变星中，是通过吸积盘的质量传递总是很高，因此吸积盘一直是静止的。出于某种原因，在玉夫座VY型变星中，质量传递偶尔会在一段时间内大幅下降，而在矮新星中，质量传递低到足以使圆盘在高吸积和低吸积事件之间经历半周期的变化。武仙座DQ型变星被认为具有弱磁性白矮星，这些白矮星在距离中心恒星一定距离时扰乱了内部盘，白矮星的自转可以看作是一个额外的光变周期。在武仙座AM型变星中，一颗磁性很强的白矮星完全阻止了吸积盘的形成，同时将白矮星的旋转锁定在双星轨道上。另外猎犬座AM型变星通常是被认为是由两个白矮星组成的激变变星。 下面整理了几个常见的类新星子类：

    ①，玉夫座VY型变星（ NL/VY，VY Sculptoris variables）：是类新星的一个子类，既所谓的“anti-dwarf nova 逆反矮新星”，是一个双星系统，其中有一颗表面温度35000 – 65000K的白矮星，偶尔会出现超过1等的亮度下降，这种下降会持续几天到几年，可能是由物质在双星之间转移的间断引发。它的周期通常在0.12-0.18天之间，原型为玉夫座VY。在一些理论中，此类变星被认为具有武仙座DQ型变星强度类似的磁场，所以它们可能是高偏振星的一个子类。
    ②，六分仪座SW型变星（SW Sextantis variables）：不带有强磁场的类新星激变变星，特点是在吸积盘边缘正对地球的系统中，光谱中的氢和氦发射线没有因为多普勒效应加倍，也就是没有红移的出现。双星系统里包含一颗白矮星和一颗红矮星，周期一般为2.5-4小时，原型为六分仪座SW。因为这是完全由恒星谱线进行的分类，也有人主张废除（因为其他的类新星变星都是根据光变/物理性质分类）。
    ③，大熊座UX型变星（UX，UX Ursa Majoris variables）：没有上述几种类新星变星特点，同时也不体现出强磁场活动的类新星变星。原型是大熊座UX。
    ④，武仙座AM型变星（AM，AM Herculis variable）：被称为高偏振星或磁变星，光变幅度可以达到4-5星等。AM是具有磁场超强的紧密双星系统，吸积盘完全被白矮星的强磁场破坏，物质只能顺着磁力线流入，最后在白矮星的磁极上到达白矮星表面。伴星一般是红矮星，且白矮星的自转常被潮汐锁定。高速物质流集中撞击白矮星表面时会产生很强的X射线，所以很多此类变星也被归类为X射线双星/变星。目前发现的磁场最强的激变变星大熊座AN也属于武仙座AM型变星，磁场强度达到2.3万特斯拉。

    ⑤，武仙座DQ型变星/中介高偏振星（DQ，DQ Herculis variable）：和武仙座AM型变星的机理相似，但是白矮星不处于潮汐锁定状态。同时磁场并没有强到彻底摧毁吸积盘，而是体现为外层环状的吸积盘，以及内层沿着磁力线的物质流。这类变星的原型是武仙座DQ。

      ⑴，DQ/AE：AE Aqr亚型是中介高偏振星的一个子类，这类目标具有持续的外向流。从双星排除的外向流的能量是通快速旋转的磁白矮星的自旋减慢提供的。

    ⑥，相互作用的双星白矮星（ IBWD，Interacting Binary White Dwarfs）：也被称为猎犬座AM型变星（AM CVn，AM Canum Venaticorum variables）或氦矮新星，因为它们的光谱中缺乏氢谱线。它们的周期极短最长不到一个半小时且稀有，爆发后快速消退，没有IR过量，比UGWZ的振幅要小，绝对星等小于4等，可能是氦白矮星的前身。

    猎犬座AM型变星的光变很特别——可以有三种不同的形式：
    ①，爆发型：双星系统显示出周期为20-40分钟的显著光变，如半人马座V803变化可以达到1等以上。
    ②，高状态型：双星系统显示出周期为20分钟上下的不规则光变，范围为零点几个星等，例如天枰座HL。
    ③，低状态型：双星系统的光变幅度极小，周期大于40分钟，例如后发座GP。
    猎犬座AM型变星的系统也很有趣：系统的大部分亮度都是吸积盘所贡献，导致伴星一般都是不可见的——当然如果周期过短，双星之间的距离不足以形成吸积盘，物质就会直接流向白矮星。被“隐藏”的伴星有两种可能——质量比主星略小的白矮星，或者低质量的恒星。如果伴星是恒星，质量一般在0.1-0.2太阳质量左右。它可能在之前的红巨星阶段吞噬了白矮星——形成所谓“共有包层”的奇特产物；之后包层逃逸，红巨星只留下一个核心和少数缺乏氢的外层。或者是在红巨星阶段外层被白矮星吸积——此处有一种所谓的“磁刹车（Magnetic braking）”机制通过磁场让双星损失角动量——意味着拉近两者的距离，导致红巨星失去外层。有趣的是，猎犬座AM型变星和前述的大熊座SU型变星一样有着Superhump的特性。它们因为极度密近的轨道还被认为是探测引力波的理想候选对像。即使如此，残余的恒星还是处于膨胀状态，温度一般为10000-20000K。它最终的结局是被白矮星吸食到成为亚恒星天体——或者是行星。

    6，仙女座Z型变星（ZAND，Z Andromedae type）
    也称为共生变星(Symbiotic variable)。仙女座Z型变星是一个密接双星，在这个系统中，一颗炽热的恒星将来自较冷伴星的气体扩展包层的一部分电离（光谱类别 M、R、N 或 S）。该系统的组合光谱显示了吸收和发射光谱特征的叠加以及共生特征的不规则变化，在光学波段振幅可以高达4等。由于这些恒星的多样性以及我们对它们的认识存在许多空白，共生体的分类令人困惑。在GCVS变星总表中，仙女座Z型变星ZAND是唯一被认可的共生星子类，因此仙女座Z本身被官方认为不仅是仙女座Z型变星ZAND原型，也是共生变星的原型。

    7，亮红新星（LRNe，luminous red novae）
    有多种译名亮红新星，发光红新星，高光度红新星，英文名luminous red novae，简称LRNe，也被成为V838MON。被认为是两颗恒星合并所造成的爆炸现象。它们的特征是有明显的红色，和光度曲线在红外线反复的回到原来的光度逗留和排回。这是一种新类型新星，在过去的30年，只有很少数量的天体被观察到有发光红新星的特征。在仙女座大星系于1988年爆发的M31 RV可能是一颗发光红新星，在银河系1994年的人马座V4332有着相同的特征。2002年发现的麒麟座V838，极有可能是一颗亮红新星。第一颗被确认的亮红新星是在M85星系的M85 OT2006-1。2008年天蝎座V1309 SCO被发现，帮助天文学家解开“亮红新星”神秘面纱，天蝎座V1309 SCO是由本站站长，高兴老师和日本天文爱好者共同发现的。本站有介绍：本站链接
    亮红星的几个特点：
    ①，爆炸时的亮度在超新星（较亮）和新星（较暗）之间。
    ②，可见光持续数星期或数月，有着独特的红色，光度随着时间变暗而显得更红。随着可见光的暗淡，红外线会增强并且持续反复一段时间，通常会变暗和再增亮数次。
    ③，对M85 OT2006-1的红外线观测显示是温度非常低（略低于1000K）的恒星。这也可能不是其他发光红新星的特征。

    8，微新星（mirconovae）
    是一拥有强大磁场的白矮星和质量较小的普通恒星的双星系统。白矮星的引力能够从伴星表面吸走氢气。然后这些氢气流向白矮星的磁极，并产生爆炸的想象，爆炸只发生在恒星表面，会多次重复爆发。微新星的强度约为新星爆发的百万分之一，爆发持续几个小时，振幅约1-3等（只有3个样本，大概推测），是目前已知强度最小的恒星爆炸类型，比被称为新星的白矮星的整个表面发生的爆炸强度要小得多。目前已经发现3颗分别是TV Col, EI UMa, and ASASSN-19bh。

    9，密近双星超软源（CBSS，Close-binary supersoft source）
    超软X射线被认为是在高光度的密近双星系统中，通过在吸积白矮星（WD）表面稳定的核燃烧产生的。周期0.15-4天。它们的光谱显示高电离物质，如O VI 和N V。He II λ4686的发射强度是 Hβ 的两倍。可能有喷射的迹象，轨道光变曲线可以是双食或正弦的形状。示例：QR And， MR Vel。

    ①，射手座V型变星（CBSS/V，V Sagittae-type stars）：它们属于密近双星超软源CBSS，但不能作为超软X射线发射器被探测到。与密近双星超软源的其他恒星相比，谱线通常更强更宽，但这可能是一种与化学丰度有关的选择效应。化学含量低的环境和恒星有较弱的风，因此超软的X射线可以逃逸，不会被星际介质或恒星风吸收，麦哲伦星云就是这种情况。 相反的在具有高化学含量的恒星和环境中，软光子要么被恒星风吸收，要么被星际介质（或两者）吸收。

    10，WDP
    白矮星脉冲星（WDP）。这是由一个快速自转且高度磁化的白矮星组成的双星系统，其磁场强度可达500 MG。两个组成恒星之间的磁性相互作用，加上来自白矮星的同步辐射，共同驱动了所观测到的偏振和非偏振发射。 示例：AR Sco。

六、X射线变星（Variable X-ray Sources）

    光变具有强且变化的X射线辐射的双星系统。系统中必然包括一颗致密星——白矮星、中子星、黑洞均可以。X射线由双星系统的另一成员损失的物质撞击致密星时发出。同时X射线也会击打伴星的表面，使得其温度变得更高。X射线变星主要分类有：

    1，高质量X射线双星系统（HMXB）
    具有大量恒星（通常为O或B星、Be星或蓝超巨星）和致密物体（一般为中子星、黑洞或白矮星）的系统。正常恒星的一部分星际风被捕获并产生X射线，当它落在致密物体上或围绕其周围的吸积盘上时，会产生X射线。 

    2，中等质量X射线双星系统（IMXB）
    双星系统中，致密物体——黑洞（BH）、中子星（NS）或白矮星（WD）——从光谱类型A或F的伴星吸收物质。IMXB很少被发现，因为当伴星比吸积体更重但不够强大以至于没有强大的风时，风吸积以非常低的速度进行，而罗希瓣吸积被认为是不稳定的。对于IMXB中的NS和WD，质量从较重的恒星流向较轻的恒星，角动量守恒使轨道缩小，导致增强的质量转移。因此，明亮的XRB阶段强烈而短暂。

    3，低质量X射线双星系统（LMXB）
    是指其中一个组件是黑洞或中子星，另一个（称为“供体”）组件通常填充了其罗希瓣，并将质量转移到致密物体上。供体可以是普通的矮星、白矮星或演化的恒星（红巨星）。当质量落在致密物体上或者围绕其的吸积盘上时，会发出X射线。这些X射线被发射到较冷的致密物体周围的大气中，并以光学高温辐射（反射效应）的形式被重新辐射，从而使较冷的致密物体表面区域出现较早的光谱类型。这些效应导致这些系统中光学变化的奇特复杂特性。有一种亚型：

    ①，黑洞X射线双星系统（BHXB）：相互作用的双星系统，其中X射线由通过吸积盘从次级伴星吸收的物质向黑洞（BH）主星体传输而产生。大多数（瞬变源）是LMXB的一种亚型，但也有一些HMXB是BHXB（通常是持久源，大部分时间处于X射线亮状态）。它们在形成于吸积盘上的不稳定性导致更快的质量转移到BH上并导致明亮的X射线发射时表现出爆发。它们还在光学波段中亮了几个数量级。例如：V0404 Cyg

    4，不属于或尚未归属于任何其他类型变星的强、可变x射线发射源（X）

X射线另还有以下几种子类型：

    ①，X射线爆发源（XB，X-ray bursters）
    作为X射线以及光学爆发源的密近双星系统，爆发的间隔在10几秒到10分钟之间，幅度在0.1星等左右。例如V801 Ara、V926 Sco。当双星中的伴星充满洛希瓣（无论是由于很接近伴星，或是有较大的半径）时，它的物质会开始流失，并流向中子星形成吸积盘。恒星也可能通过超过爱丁顿极限引发的强烈恒星风而遭受质量损失，而其中一些物质会因为引力作用而吸积至中子星。这些来自伴星的物质会在致密的中子星表面形成一层吸积物质。仅仅是几小时的累积和重力挤压，这些物质就可以开始核聚变。通常温度的增加（高于10亿K），会造成热失控。这种恒星核合成的爆炸开始于热的碳氮氧循环，很快的就会进行Rp-过程，在几秒钟内吸积的物质就会烧尽，释放出的能量产生X射线爆——因此有些类似于再发新星。

      ⑴，XBR：具有反射效应的X射线爆发源。例如：V801 Ara

    ②，带喷流X射线双星（XJ）
    所谓的“微类星体（Microquasar）”，有类似于类星体的相对论性喷流产生，在X射线和射电波以及光学频谱中都可见，例子是V1343 Aql，更加著名的叫法是SS-433。SS 433的名称来自以斯蒂芬森和桑杜利克命名的星表，它在这个标明强射线源的星表上排在第433个。它是一个食双星系统，其主星可能是一个黑洞，或中子星。同时是第一个被发现具有喷流的X射线双星。该天体系统位于天鹰座，距离地球16000光年。它同时是一个X射线源与辐射源。该天体视星等为14等。其喷射物质的速度达到光速的26%。喷射的进动周期为162.5天。主星和伴星距离很近，公转周期仅13.1天。伴星快速丢失物质，这些物质被致密中心天体吸引构成一个吸积盘。吸积下落的物质因为摩擦而发热并发出X光。两条相对的喷流从自转轴喷出，分别在吸积盘之上和之下。有趣的是它位于超新星遗迹W50中心，估计年龄大约10000年左右，作为超新星引发者的致密天体喷射出的物质使得W50扭曲并同时在可见光谱中产生红移和蓝移。星的质量应当比原始的主星小，所以寿命更长。估计它的质量有3到30个太阳质量，从光谱型分析得出它是一颗A型星。

    ③，X射线脉冲星系统（XP，X-ray pulsar systems）
    包含脉冲星的X射线双星。系统的成员是一颗O-B型的巨星和一颗脉冲星，交替的掩食和椭球形巨星的不同视面积导致光度的变化。X射线的产生可以因为巨星的恒星风撞击脉冲星的表面，也可能是脉冲星吸积主星的物质放出。一般的光变幅度在0.1-1星等，周期从1-10天均有，系统中脉冲星的周期为1秒到100分钟。但是每一个都是明亮的巨星。最著名的是GP Vel（船帆座X-1，高质量X射线双星的原型），1.88倍太阳质量的脉冲星伴随18个太阳质量的B0型巨星，巨星的恒星风击打到脉冲星导致X射线发射。另一个著名的例子是克热明斯基星（Krzeminski’s star，半人马座X-3），22倍太阳质量的O7型恒星被一颗1.4倍太阳质量的脉冲星吸积放出X射线，脉冲星本身也在加速自转。X射线脉冲星系统还下设两个子分类：

      ⑴，XPR型：包含B型至F型光谱的主星，光谱中有显著的反射现象出现，意味着主星显著的反射伴星的辐射。一般光度的极大值是在X射线的极大值处，极小值则反之，幅度最大可以有2-3星等。例子是HZ Her。
      ⑵，XPRM型：包含K型和M型光谱的主星，其他同XPR型。

    ④，类新星X射线源（X-ray， novalike （transient） systems）
    VSX中成称为XN大振幅X射线变星，包含一颗高温致密星，伴星为矮星或者亚巨星（XND型）或者O-B型恒星以及巨星和超巨星（XNG型）的系统。会和新星一样不定时的发生爆发，在可见光和X射线波段的光变可达4-9星等。和新星不同的是没有大量物质抛射的迹象。原型是麒麟座V616（麒麟座X-1），它也是距离地球最近的黑洞候选体。注：XND，XNG为GCVS分类。

    ⑤，波动X射线源（XF，Fluctuating X-ray systems）
    在可见光和X射线波段都具有快速光变（时间往往以数毫秒为单位）的X射线双星，最典型的例子是著名的天鹅座X-1（天鹅座V1357）。这种情况下伴星不一定和X射线爆发源一样是中子星，也可能是黑洞。注：该分类为GCVS分类。

    ⑥，不规则X射线源（XI，X-ray irregulars）
    不规则变化的密近X射线双星，伴星一般是A-M光谱的主序星，常有几分钟至几小时尺度上的光变。虽然是不规则变星，但是由于轨道周期的存在，一定的周期性变化也是有可能的。注：该分类为GCVS分类。

七、其他变星

    1，星系核（GAL）：原来被归类为变星，现在被认定为活动星系核AGN的天体。
    2，光变类恒星河外源（Optically variable quasistellar extragalactic sources，QSO）：即是类星体，体现出光度变化。之前曾经被归类为变星。
    3，蝎虎座BL型天体（BLLAC，BL Lacertae-type objects）：一种属于耀变体（Blazar）的活动星系核。以最早发现的蝎虎座BL为原型来命名，例如天秤座AP。与其它类型的活跃星系核比较，此型具有快速和大振幅通量变化和显著的光学极化。由于这种特性，此类的原型蝎虎座BL最初被认为是变星。与更明亮的活跃星系核（类星体）比较，蝎虎座BL型天体在整个电磁波范围内具有相对无特征的非热发射连续体的光谱。这种缺乏光谱线的特征，在历史上阻碍了对其性质的识别，并明确地造成测量距离的障碍，最终直到1974年才首次观测到蝎虎座BL天体的宿主。
    4，伽马射线暴 （GRB）： 伽马射线暴的光学对应物。突发可以持续十毫秒到几分钟。
    5，VBD：褐矮星变星。
    6，微引力透镜事件（Microlens，Gravitational microlensing）：，发生在恒星级天体中的引力透镜现象，可能持续几秒钟到几年。微引力透镜事件是一种外因变星，就像超新星一样，一生只发生一次。

    7，黑洞潮汐瓦解事件（TDE，Tidal Disruption Event）：是星系中心黑洞瓦解进入其潮汐瓦解半径内的恒星. 并吸积恒星碎片物质而产生的一种剧烈辐射耀发现象。

    8，Be星（Be，Be Star）
大多数Be星拥有光变，但不是所有Be都是仙后座γ型变星GCAS。GCVS变星总表指出目前尚不能提出一个详尽的Be变星分类，在Be不能轻易归类为GCAS的前提下，简单的把Be作为一个变星分类。Be星是光谱中有明显的氢发射线的B型恒星，这类恒星的光谱类型通常标示为Be，B表示是B型恒星，e表示是发射光谱，虽然也可能有其它原子的离子发射谱线，但通常都很微弱。观测上的其他特征包括光学上的线性偏极化和比一般的B型恒星更强的红外线辐射，称为红外过量，同时很多Be星的自转极快。Be星是表示具有类似光谱却不适合归类为仙后座γ型变星GCAS的变星。Be星可以再细分为Be超巨星、赫比格Be星、致密行星状星云Be（cPNB[e]） 、共生Be星。还有Be星中由于暂时存在的星盘和散射过程造成的是仙后座γ型变星GCAS，自然脉动性质造成的是波江座λ型变星LERI。由此可以看出这几个类型分类比较混乱，概念混淆难以区分。

最新改版2024-03-01，很多专有名词没有官方译名，很多根据个人理解翻译，可能不够准确。如发现本文有错误或不妥，可在文章末尾处评论留言，谢谢！

变星分类表（孙国佑制）：

Gaia分类表：

变星分类参数参考图

Gaia 变星分类表
食双星	脉动变星
自转变星	爆发变星
按周期
按变幅
按光谱