TIPOS DE VARIABLES - GRUPOS PRINCIPALES

1. Eclipsantes


Tipos principales
E
Sistemas binarios eclipsantes . Se trata de sistemas binarios con planos orbitales tan cercanos a la línea de visión del observador (la inclinación del plano orbital con respecto al plano perpendicular a la línea de visión, está cerca de 90 grados.),que los componentes se eclipsan periódicamente entre sí. Por consiguiente, el observador encuentra cambios en el brillo aparente del sistema con el período coincidente con la del movimiento orbital de los componentes.

EA
Sistemas elipsates de tipo β Persei  (Algol) .Son sistemas binarios con componentes esféricas o ligeramente elipsoidales. Es posible especificar, por sus curvas de luz, los momentos de inicio y fin de los eclipses. Entre eclipses la luz permanece casi constante o varía poco, solo debido a los efectos de reflexión, debidos a la forma elipsoide de los componentes, o variaciones físicas. Los minimos secundarios pueden estar ausentes. Se observa una muy amplia gama de períodos, entre 0,2 y ≥ 10,000 días. Las variaciones  de luz también son muy diferentes y pueden llegar a varias magnitudes.

EB
Sistemas eclipsantes de tipo β Lyrae. El mínimo secundario se observa en todos los casos. Estos son sistemas que tienen componentes elipsoidales y curvas de luz para los que es imposible  especificar el momento exacto de inicio y final de los eclipses debido a un cambio continuo de brillo combinado aparente del sistema entre los eclipses .Por lo general el eclipse secundario es considerablemente menor que el pimario. Los periodos son principalmente mayores de 0,5 días. Los componentes pertenecen generalmente a los tipos espectrales tempranos (BA). Amplitudes de luz son generalmente <2 mag. en V.

EP
Estrellas que muestran los eclipses de sus planetas.
El prototipo V376 clavija.

EW
Variables eclipsantes tipo W Ursae Majoris. Estos sistemas  tienen eclipses con períodos más cortos, por lo general de un día,consisten en componentes elipsoidales casi en contacto y tienen  curvas de luz en los que es imposible precisar el momento exacto de inicio y fin de los eclipses. Las profundidades de los mínimos primarios y secundarios son casi iguales o difieren entre si muy poco. Las amplitudes de brillo son generalmente <0,8 mag. en V. Los componentes pertenecen generalmente a los tipos espectrales FG y posteriores.


Tipos de encuetro
CE
Binarias en contacto  de ASAS-3. Ambos componentes  tienen llenos o estan cerca de llenar los lóbulos de Roche. En su mayoría son variables de EW.

ED
Binarias eclipsantes independientes (EA) en ASAS-3.

ESD

Binarias eclipsantes adosasas (EA o EB) en ASAS-3.


Los subtipos
AR
Sistemas independientes del tipo Lacertae AR. Ambos componentes son subgigantes no llenan sus superficies equipotenciales interiores.

D
Sistemas independientes, con componentes que no llenan los lóbulos de Roche interiores.

DM

Sistemas de la secuencia principal independiente. Ambos componentes son estrellas de la secuencia principal, y no llenan sus lóbulos de Roche interiores.

DS
Sistemas independientes con un subgiant. El subgiant también no llena su superficie crítico interior.

DW

Sistemas similares a los sistemas W UMa en propiedades físicas (KW), pero no en contacto.

GS
Los sistemas con uno o ambos componentes gigantes y súper gigantes; uno de los componentes pueden ser una estrella de la secuencia principal.

K
Sistemas de contacto, ambos componentes llenan sus superficies críticas internas.

KE
Sistemas contacto de tipo temprano (OA) espectral, ambos componentes son cercanos  en tamaño a sus superficies críticas internas.

KW
Sistemas de contacto del tipo W UMa, con componentes elipsoidales de tipo espectral F0-K. Los principales componentes son estrellas de la secuencia principal y secundarios se encuentran por debajo y a la izquierda de la secuencia principal en el diagrama (MV, BV).

PN
Son sistemas binarios que tiene, entre sus componentes, los núcleos de las nebulosas planetarias.
Ejemplo: UU Sge.

SD
Sistemas adosados en el que la superficie del componente menos masivo está cerca de su lóbulo de Roche interior.

WD
Son sistemas binarios con al menos una componente enana blanca, o al menos, una sola enana blanca giratoria.

2. ROTACIÓN

Tipos principales

ACV
Variables tipo α2 Canum  Venaticorum. Estas son estrellas de la secuencia principal con tipos espectrales B8p-A7P y muestran campos magnéticos fuertes. Los espectros muestran anormalmente fuertes líneas de Si, Sr, Cr, y tierras raras cuyas intensidades varían con la rotación. Ellos exhiben cambios en el campo magnético y el brillo (períodos de 0,5 a 160 días o más). Las amplitudes de los cambios de brillo estan por lo general dentro de 0,01-0,1 mag. en V.
 
POR
Variables de tipo Draconis, que son enanas de emisión de la línea de DKE-DME tipo espectral que muestra los cambios de luz quasi-periódicas con períodos de una fracción de un día a 120 días y amplitudes de varias centésimas a 0,5 mag. en V. La variabilidad de la luz es causada por la rotación axial de una estrella con un grado variable de la no-uniformidad del brillo de la superficie (manchas) y la actividad cromosférica. Algunas de estas estrellas también muestran bengalas similares a los de la UV Ceti estrellas, y en esos casos, también pertenecen a este último tipo y se consideran simultáneamente las variables eruptivas.
 
CTTS / ROT
Classical T Tauri muestran variabilidad periódica debido a las manchas. Tienen grandes discos que se traducen en fuertes líneas de emisión (EW (Hα) ≥ 10A).
GCVS tipo INT y TI.
 
ELL
Rotación de variables elipsoidales. Estos son sistemas  cerrados binarios con componentes elipsoidales, que cambian de brillo combinados con períodos iguales a las de movimiento orbital debido a los cambios en las zonas que emiten hacia un observador, pero que no presentan los eclipses. Las variaiones de luz por lo general no superan 0,1 mag. en V.
Ejemplos: b Por
 
FKCOM
Variables tipo FK Comae Berenices. Estos giran rápidamente son de clase G y gigantes de tipo K con brillos superficiales no uniformes. Su comportamiento fotométrico es similar a la de los sistemas de CVn RS pero las líneas de absorción y reversiones de Ca II exhiben rotación extrema ampliación, con una velocidad ecuatorial proyectada de 100-160 km / s. Tienen una fuerte actividad magnética y la emisión de rayos X y contienen los plasmas calientes coronal entre estrellas activos. Los períodos de variación de luz (hasta varios días) son igual a los períodos de rotación, y amplitudes varias décimas de magnitud. No se descarta que estos objetos son el resultado de una mayor evolución de los sistemas binarios cercanos W UMa (coalescencia binario).
Ejemplos: FK Com, Hombres AA.
 
LERI
Variables  tipo λ Eri. Son estrellas con la variación de la luz causada por la modulación rotacional o pulsaciones no radiales. Sus curvas de luz son por lo general de doble ondulado y con el cambio de amplitud. Periodos en el orden de 0,3 a 3 d.
 
PSR
Púlsares ópticamente variables, que están girando rápidamente las estrellas de neutrones con campos magnéticos fuertes, radiante en la radio, y las regiones de rayos X ópticos. Los púlsares emiten haces estrechos de la radiación, y los períodos de sus cambios de luz coinciden con los períodos de rotación (0,004-4 s), mientras que las amplitudes de los pulsos de luz alcanzan 0,8 mag.
Ejemplo: CM Tau.
 
R
Sistemas binarios cerrados que se caracterizan por la presencia de fuerte reflexión (re-radiación) de la luz de la estrella más caliente que ilumina la superficie de la compañera más fresco. Las curvas de luz son sinusoidal con el período igual a PorB, brillo máximo coincidiendo con el paso de la estrella caliente delante de la compañera. El eclipse puede estar ausente. El rango de variación de la luz puede llegar a 1 mag. en V.
Ejemplo: KV Vel.
 
RS
Sistemas binarios de tipo RS Canum Venaticorum . Una propiedad importante de estos sistemas es la presencia en sus espectros de K líneas de emisión de intensidad variable de fuerte Ca II y H, lo que indica aumento de la actividad cromosférica del tipo solar. Estos sistemas también se caracterizan por la presencia de la radio y la emisión de rayos-X. Sus curvas de luz parecen ondas sinusoidales fuera de eclipses, con amplitudes y posiciones que cambian lentamente con el tiempo. La presencia de esta onda (a menudo llamado una onda de distorsión) se explica por la rotación diferencial de la estrella, su superficie está cubierta con grupos de manchas; el período de la rotación de un grupo lugar por lo general está cerca del periodo de movimiento orbital, pero todavía difiere de ella, que es la razón para el cambio lento (migración) de las fases de la onda de la distorsión mínima y máxima en la curva de luz media en el caso de la binarias eclipsantes (E / RS). La variabilidad de la amplitud de la onda (que puede ser de hasta 0,5 mag. En V) se explica por la existencia de un ciclo de actividad de periodo largo estelar similar al ciclo de actividad solar de 11 años, durante el cual el número y el área total de puntos en la superficie de la estrella variar.
 
SXARI
Variables de tipo SX Arietis. Se trata de la secuencia principal estrellas B0P-B9p con intensidad variable Él líneas III de Si y campos magnéticos I y. A veces se llaman variables de helio. Los períodos de cambios en el campo magnético y la luz (alrededor de 1 día) coinciden con los períodos de rotación, mientras que las amplitudes son de aproximadamente 0,1 mag. en V. Estas estrellas son análogos de alta temperatura de las variables ACV.
 
TTS / ROT
T Tauri muestran variabilidad periódica debido a los puntos, pero aún no clasificada como clásica (CTTS / ROT) o débil-alineada (WTTS / ROT).
 
WTTS / ROT
Débil forradas estrellas T Tauri muestran variabilidad periódica debido a las manchas. AT estrella Tauri que carece de fuertes líneas de emisión en su espectro óptico (EW (Hα) <10 Å), y carece de ambos fuertes vientos estelares y un disco de acreción circunestelar. También conocido como naked estrella T Tauri.
GCVS tipo INT y TI.
 
 
Tipos de encuentros

NSIN ELL
Designación de los catálogos OGLE de estrellas con curvas de luz estrictamente periódicas, que son, evidentemente, no sinusoidal y es probable que sean las variables elipsoidales.
 
 
Los subtipos

PSR
Los sistemas binarios con un pulsar que el objeto compacto que irradia fuertemente una compañera de baja masa. Ejemplo: QX Sge (E / PSR).
 
RS
Se utiliza como un subtipo de eclipsar o sistemas elipsoidales que muestra la actividad cromosférica (variabilidad del tipo RS).
 
 
3. Pulsante

Tipos principales

ACEP
Cefeidas anómalos. Estrellas con períodos característicos de las variables comparativamente RRab de período largo (0.4 a 2 días), pero considerablemente más brillante luminosidad. Ellos son más masivas (1.3 a 2.2 masas solares) que RR Lyrae. Son pobres en metales de tipo F. estrellas A y principios.
GCVS tipo BLBOO.
 
ACYG
Las variables del tipo α Cygni, que son supergigantes no radialmente pulsantes de tipos espectrales Bep-AEPIA. Los cambios de luz con amplitudes del orden de 0,1 mag. a menudo parecen irregulares, está causado por la superposición de muchas oscilaciones con períodos de cierre. Se observan ciclos de varios días a varias semanas.
 
BCEP
Las variables del tipo β Cephei (β Cep, β CMA), que son no superigiant pulsantes O8-B6 estrellas con variaciones de luz y de velocidad radial causada por la presión de bajo orden y pulsaciones modo gravedad. Periodos están en el rango de 0,1 hasta 0,6 días y amplitudes de luz van desde 0,01 hasta 0,3 mag. en V. Las curvas de luz son similares en forma a las curvas de velocidad radial media, pero sería inferior en la fase de la cuarta parte del periodo, por lo que el brillo máximo corresponde a la contracción máxima, es decir, el radio mínimo estelar. La mayoría de estas estrellas probablemente muestran pulsaciones radiales, pero algunas pulsaciones no radial de visualización; múltiples periodicidad es característica de muchas de estas estrellas.
Ejemplo: V469 Per.
 
BCEPS

A corto plazo el grupo de variables Cep β. Los tipos espectrales son B2-B3 IV-V; períodos y amplitudes de luz están en los rangos de 0,02 a 0,04 días y 0,015 a 0,025 días, respectivamente, es decir, un orden de magnitud más pequeños que los normalmente observados queridos. La eliminación de este tipo propuesto por GCVS.
 
BXCIR
Estrellas B deficientes en hidrógeno (las estrellas extremas de helio) que muestran las variaciones de baja amplitud de la luz (0,1 mag. En V) y la velocidad radial debido a las pulsaciones radiales impulsados ​​por la κ (kappa), mecanismo a través inestabilidad Z-golpe. Muestran un período único y muy regular de alrededor de 0,1 días.
Ejemplos: BX Cir, V652 Her.
 
CEP
Cefeidas. Radialmente pulsante, de alta luminosidad (clases Ib-II) variables con períodos en el intervalo de 1-135 días y amplitudes de varias centésimas a 2 mag. en V (en la banda B, las amplitudes son mayores). Tipo espectral a la luz máxima es F, como mínimo, los tipos son GK. El más largo es el período de variación de la luz, el último es el tipo espectral. El máximo de la velocidad de expansión de capa superficial casi coincidiendo con el máximo de luz. Hay varios subtipos (ver DCEP, DCEP (B), DCEPS, DCEPS (B), CWA, CWB y ACEP). Algunos DCEP y CW estrellas son muy a menudo llamados Cefeidas porque a menudo es imposible discriminar entre ellos sobre la base de las curvas de luz para períodos en el intervalo de 3 - 10 días. Sin embargo, estos son grupos distintos de objetos completamente diferentes en diferentes etapas evolutivas. Una de las diferencias espectrales significativas entre W y estrellas cefeidas Virginis es la presencia, durante un intervalo de fase determinada, de la emisión de hidrógeno en-línea de la antigua y de Ca II H y K de emisión en este último.
 
CW
Las variables del tipo W Virginis. Estas son las variables pulsantes del componente esférico galáctico (disco anterior) Población con períodos de alrededor de 0,8 a 35 días y amplitudes 0,3-1,2 mag. en V. Ellos obedecen a una relación periodo-luminosidad diferente de la de las variables Cep δ (véase DCEP). Para un valor igual período, las variables W Vir son más débiles que las estrellas δ Cep por 0,7-2 mag. Las curvas de luz de las variables W Vir para algunos intervalos de tiempo se diferencian de los de las variables Cep δ para períodos correspondientes, ya sea por amplitudes o por la presencia de jorobas en sus ramas descendentes, a veces se convierten en amplio plana máximos. W variables de Vir están presentes en los cúmulos globulares y en altas latitudes galácticas. Ellos pueden ser separados en la subtipos CWA y CWB.
 
CWA
W Virginis variables con períodos más largos de 8 días. El periodo más largos comienzan a mostrar diferentes mínimos se mezclen con la clase RVA.
 
CWB
W Virginis variables con períodos más cortos de 8 días. También conocido como BL variables de Herculis. El período de los más cortos son similares a las estrellas RRab.
 
DCEP
Estas son las Cefeidas clásicas, o variables de tipo δ Cephei. Comparativamente objetos jóvenes que han dejado la secuencia principal y se convirtió en la banda de inestabilidad de la (HR) Diagrama de Hertzsprung-Russell, obedecen a la relación período-luminosidad conocido Cepheid y pertenecen a la población joven de disco. DCEP estrellas están presentes en los cúmulos abiertos. Muestran una cierta relación entre las formas de sus curvas de luz y sus períodos.
 
DCEP (B)
Cefeidas que muestran la presencia de dos o más simultáneamente los modos de operación de pulsación (por lo general el tono fundamental con el período de P0 y P1 del primer armónico). Los períodos P0 están en el intervalo de 2 a 7 días, con la relación P1/P0 = 0,70-0,71.
GCVS tipo CEP (B).
Ejemplos: TU Cas, V367 Sct.
 
DCEPS
Estas son las variables Cep δ que tienen amplitudes de luz <0,5 mag. en V (<0.7 mag en B.) y curvas de luz casi simétricos (Mm aproximadamente 0,4 a 0,5 puntos.), por regla general, los plazos no rebasen 7 días. Son pulsadores primero-sobretono.
 
DCEPS (B)
Primera / segunda insinuación variables Cefeidas en modo doble. Período relación P2/P1 = 0,80.
GCVS tipo CEP (B).
 
TCDF
Las variables del tipo Scuti δ. Estas son las variables pulsantes de tipo espectral A0-F5 III-V se presentan amplitudes luz 0,003-0,9 mag. en V (los que tienen amplitudes mayores que 0.2 mag. HADS son designados) y períodos de 0,01 hasta 0,2 días. Las formas de las curvas de luz, puntos y amplitudes generalmente varían mucho. Se observan pulsaciones radiales y no radiales. La variabilidad de algunos miembros de este tipo aparece de forma esporádica ya veces completamente cesa, siendo una consecuencia de la fuerte modulación de amplitud con el menor valor de la amplitud que no exceda de 0.001 mag. en algunos casos. El máximo de la expansión de la capa superficial no se queda atrás el máximo de luz por más de 0,1 puntos. TCDF estrellas son representantes del disco galáctico (componente plana), SXPHE estrellas son objetos halo.
 
DSCTC
Grupo de baja amplitud de variables Scuti δ (amplitud de la luz <0.1 mag. En V). La mayoría de los representantes de este tipo son estrellas de clase de luminosidad V; objetos de este subtipo generalmente son representativos de las variables Sct δ en cúmulos abiertos. En el catálogo VSX, este tipo sólo se aplica a las estrellas con amplitudes muy pequeñas (<0,03 mag.) Desde el límite de amplitud original incluye prácticamente todas las estrellas TCDF.
 
DWLYN
Pulsadores sub-enanas híbridos que muestran tanto V1093HER y la variabilidad del tipo de V361HYA.
 
GDOR
γ Doradus estrellas. Son g-modo de pulsadores de alto orden no radiales, enanas (clases de luminosidad IV y V) de tipos espectrales A7 a F7 que muestra una o múltiples frecuencias de la variabilidad. Amplitudes no superen 0,1 mag. y los períodos por lo general van de 0,3 a 3 días.
 
HADS
Estrellas δ Scuti  de alta amplitud. Son pulsadores radiales que muestran las curvas de luz asimétricas (ramas ascendentes pronunciadas) y amplitudes> 0.2 mag.
 
HADS (B)
Primera / segunda armónicos en modo doble δ Scuti variables. Período proporciones P1/P0 = 0,77 y P2/P1 = 0,80.
 
L
Disminuya las variables irregulares. Las variaciones de luz de estas estrellas no muestran ninguna evidencia de periodicidad, o de cualquier periodicidad actual está muy mal definidas y sólo aparece de vez en cuando. Las estrellas se atribuyen a menudo a este tipo porque de ser estudiado suficientemente. Muchas variables de tipo L son en realidad semi-regulares o pertenecen a otros tipos.
 
LB
Disminuya las variables irregulares de tipos espectrales tardíos (K, M, C, S), por lo general, son gigantes. Este tipo también se atribuye, en los GCVS, para frenar las variables irregulares de color rojo en el caso de tipos espectrales desconocidos y luminosidades.
Ejemplo: Cyg CO.
 
LC
Supergigantes variables irregulares de tipos espectrales finales tener amplitudes de aproximadamente 1 mag. en V.
Ejemplo: Cas TZ.
 
M
ο (omicron) Ceti-type (Mira) variables. Se trata de período largo gigantes variables con características espectros de emisión de tipo tardío (Me, Ce, Se) y amplitudes de luz 2,5-11 mag. en V. Su periodicidad es muy pronunciada, y los períodos se encuentran en el rango entre 80 y 1000 días. Amplitudes de infrarrojos son por lo general menos que en el visible y pueden ser <2,5 mag. Por ejemplo, en la banda K por lo general no superan los 0,9 mag.
 
PPN
Supergigantes amarillas estrellas post-AGB incrustados en las nebulosas protoplanetario y mostrar la variabilidad SRD con períodos de entre 35 y 200 días. Son principios de F a supergigantes tipo G finales con exceso de infrarrojos a altas latitudes galácticas.
 
PVTEL
Las variables del tipo Telescopii PV. Estos son supergigantes hidrógeno-deficientes. Se subdividen en tres tipos (I, II y II) en IBVS 5817.
 
PVTELI
Hidrógeno deficiente en A o supergigantes tarde-B muestran variaciones de luz cuasi-periódicas de baja amplitud debido a pulsaciones radiales impulsados ​​por la inestabilidad de extraño modo en una escala de tiempo de 5 a 30 días, las variaciones de velocidad radial también se observan.
 
PVTELII
Supergigantes O o temprano-B hidrógeno deficientes muestran variaciones de luz cuasi-periódicas de baja amplitud, debido a las pulsaciones g en modo no radiales conducidos por extraño modo de inestabilidad en una escala de tiempo de 0,5 a 5 días, la velocidad radial y la línea de perfil También se observan variaciones.
 
PVTELIII
F o G supergigantes hidrógeno deficientes y rico en carbono de baja amplitud que muestran las variaciones de luz cuasi-periódicos sobre una escala de tiempo de 20 a 100 días, pero no es profundo mínimas como las estrellas RCB, variaciones de velocidad radial también se observan.
 
ORAP
Rápidamente oscilando las variables Ap. Estas son las variables pulsantes oscilantes en alta armónicos, modos de presión bajo grado, no radiales. Períodos de pulsación están en el rango de desde 0,003 hasta 0,015 días (4-21 min.), Mientras que las amplitudes de variación de luz causada por la pulsación son aproximadamente 0,01 mag. en V. Las variaciones pulsacionales se superponen sobre las causadas por la rotación.
GCVS tipo ACVO.
 
RR
Las variables del tipo RR Lyrae, que son gigantes radialmente pulsantes estrellas AF tienen amplitudes 0,2-2 mag. en V. Los casos de formas de luz de curvas variables así como los períodos variables son conocidas. Si estos cambios son periódicos, se les llama el "efecto Blazhko". La mayoría de estas estrellas pertenecen al componente esférico de la galaxia, sino que están presentes, a veces en grandes cantidades, en algunos cúmulos globulares, donde son conocidos como estrellas pulsantes rama horizontal. Al igual que las Cefeidas, las velocidades máxima expansión de las capas superficiales de estas estrellas prácticamente coinciden con el máximo de luz.
 
RRab
RR Lyrae variables con curvas asimétricas de luz (ramas ascendentes empinadas), los períodos de 0,3 a 1,2 días, y amplitudes de 0,5 a 2 mag. en V. Son pulsadores modo fundamental.
 
RRC
RR Lyrae variables con curvas casi simétricas, a veces sinusoidal, la luz, los períodos de 0,2 a 0,5 días, y amplitudes no superiores a 0,8 mag. en V. Son pulsadores armónicos.
Ejemplo: SX UMa.
 
RRD
Doble modo de estrellas RR Lyrae que pulsan en el modo fundamental, así como en el primer armónico con una relación de período de 0,74 y un periodo fundamental cerca de 0,5 días (o en el primer y segundo armónicos con una relación de período de 0,80).
GCVS clase RR (B).
 
RV
Las variables del tipo RV Tauri. Estos están pulsando radialmente supergigantes tienen tipos espectrales FG al máximo la luz y KM al mínimo. Las curvas de luz se caracterizan por la presencia de ondas dobles con la alternancia de mínimos primaria y secundaria que puede variar en profundidad de manera que los mínimos primaria puede llegar a ser secundaria y viceversa. La amplitud de la luz completa puede llegar a 3-4 mag. en V. Los períodos entre dos primarias mínimos adyacentes (normalmente llamado períodos formales) se encuentran en el rango de 30 a 150 días (estos son los períodos que figuran en el catálogo). Se reconocen dos subtipos, RVA y RVB,.
 
RVA

RV Tauri variables que no varían en magnitud media.
Ejemplo: AC Ella.
 
RVB
RV Tauri las variables que periódicamente (con períodos de 600 a 1.500 días y amplitudes de hasta 2 mag en V) varían en magnitud media.
Ejemplos: DF Cyg, RV Tau.
 
SPB
Lentamente estrellas pulsantes B que muestran tanto la luz como la variabilidad perfil de línea. Secuencia principal B2-B9 estrellas (3-9 masas solares) que pulsan en el alto radial para bajo grado g-modos. Los períodos pueden ser múltiples y el intervalo de 0,4 hasta 5 días y amplitudes son más pequeñas que 0,1 magnitudes. También conocido como 53 estrellas Persei.
GCVS tipo LPB.
Ejemplos: ι (iota) Sus, V469, V539 por Ara.
 
SR
Las variables semi-regulares, que son gigantes o supergigantes de tipos espectrales intermedios y finales que muestran periodicidad notable en sus cambios de luz, acompañado o, a veces interrumpidos por diversas irregularidades. Periodos encuentran en el rango de 20 a> 2.000 días, mientras que las formas de las curvas de luz son bastante diferentes y variables, y las amplitudes pueden ser de varias centésimas a varias magnitudes (por lo general 1-2 mag. En V).
 
SRA
Gigantes de tipo tardío (M, C, S o Me, Ce, Se) Semi-regulares presentan periodicidad constante y por lo general pequeñas (<2.5 mag. En V) amplitudes de luz. Las amplitudes y formas de luz de curva generalmente varían y periodos están en el rango de 35 a 1200 días. Muchas de estas estrellas difieren de Miras sólo muestra amplitudes de luz más pequeñas.
Ejemplo: Z Aqr.
 
SRB
Gigantes de tipo tardío (M, C, S o Me, Ce, Se) Semi-regulares con periodicidad mal definidos (ciclos significar en el rango de 20 a 2.300 días), o con intervalos alternados de cambios irregulares periódicas y lento, e incluso con intervalos constancia de luz. Todas las estrellas de este tipo por lo general puede ser asignado un período medio determinado (ciclo), que es el valor que figura en el catálogo. En algunos casos, se observa la presencia simultánea de dos o más períodos de variaciones de luz.
Ejemplos: RR CRB AF Cyg.
 

SRC

Supergigantes de tipo tardío (M, C, S o Me, Ce, Se) Semi-regulares con amplitudes de aproximadamente 1 mag. y los períodos de variaciones de luz de 30 días a varios días miles.
Ejemplo: μ Cep.
 
SRD

Gigantes semi-regulares variables y supergigantes de F, G o tipo espectral K, a veces con líneas de emisión en su espectro. Las amplitudes de variación de luz se encuentran en el intervalo de 0,1 a magnitud 4. y la gama de periodos es de 30 a 1.100 días.
Ejemplos: U Lup, SV UMa.
 
SRS
Gigantes semi-regulares vibrantes rojos con períodos cortos (varios días a un mes), probablemente pulsadores de alta armónicos.
Prototipo: AU Ari.
 
SXPHE
Fenomenológicamente, éstos parecen HADS variables, pero que están pulsando sub-enanas del componente esférico, o edad de la población galáctica disco, con tipos espectrales en el rango A2-F5. Ellos pueden mostrar varios periodos simultáneos de oscilación, por lo general en el rango de 0,04-0,08 días, con cambios de luz variable de amplitud que puede llegar a 0,7 mag. en V. Estas estrellas están presentes en los cúmulos globulares.
 
SXPHE (B)
Antiguo población análogos a los HADS en modo doble (B) estrellas.
 

V361HYA

Muy rápidamente pulsando calientes estrellas sub-enanas B con períodos entre 90 y 600 segundos presentan pulsaciones en modo de presión. Las amplitudes se encuentran varias centésimas de magnitud. También conocido como EC 14026 variables.
RPHS clase GCVS.
El prototipo V361 Hya = EC 14.026 hasta 2647.
 
V1093HER

Lentamente estrellas pulsantes sub-enanas B con períodos entre 45 y 180 minutos expositoras pulsaciones en modo gravedad. También conocido como PG 1,716 variables.
 
ZZ
Las variables ZZ Ceti. Estos no son radialmente estrellas enanas blancas pulsantes que cambian sus brillos con períodos de 30 s. a 25 min. y amplitudes 0,001 a 0,2 mag. en V. Por lo general, muestran varios valores del período de cierre. Las llamaradas de 1 mag. a veces se observan, sin embargo, estos pueden ser explicados por la presencia de compañeros cercanos UV Ceti.
 
ZZA
ZZ variables de tipo Cet de tipo espectral DA (DAV estrellas) que tiene solamente líneas de absorción de hidrógeno en su espectro.
 
ZZB
ZZ variables de tipo Cet de tipo espectral DB (DBV estrellas) con líneas de absorción sólo helio en sus espectros. También conocido como V777 Herculis estrellas.
 
ZZO

ZZ variables de tipo Cet de la DO tipo espectral (DSV estrellas) que muestra las líneas de absorción CIV en sus espectros Diablos y y. También conocido como GW Virginis estrellas.
 
ZZLep
ZZ Leporis estrellas: variables estrellas centrales de nebulosas planetarias. Estos son estrellas calientes (tipo espectral O) con temperaturas de menos de 50.000 K y con rico en hidrógeno, que muestran espectros de variaciones en el orden de horas y de días. Los mecanismos más plausibles de la variabilidad son pulsaciones o las variaciones en la tasa de pérdida de masa estelar, o ambos. Referencia: 2003ASPC .. 292 .. 183H.
 
 
Tipos de encuentros

LPV
Largo período variables (estrellas del rojo) de tipo no especificado (tipo estudio).
 
CW-FO
Primer armónico estrellas CW en ASAS-3. Todas las estrellas inicialmente clasificados como primeros pulsadores armónicos de la clase CW en ASAS se han encontrado para ser un error, ya que este tipo de estrellas no existe.
 
CW-FU
Modo fundamental estrellas CW en ASAS-3.
 
DCEP-FO
Primero Cefeidas clásicas Entonadas (DCEPS) en ASAS-3.
 
DCEP-FU
Modo Fundamental clásica Cefeidas (DCEP) en ASAS-3.
 
DSCTr
δ subtipo Scuti en ASAS-3. Ellos muestran amplitudes más grandes, pero la mayoría de ellos son en realidad los binarios contacto con el doble del periodo indicado en el catálogo ASAS.
 
PULS
Pulsar variables de tipo no especificado.
 
 
Los subtipos

(B)
Esto significa "latido" y se refiere a pulsadores de modo doble de los tipos BCEP (B), TCDF (B), HADS (B), SXPHE (B), DCEP (B), y DCEPS (B).
 
 
4. ERUPTIVA

Tipos principales

SER
Tipo GCVS para ser estrellas que muestran variabilidad pero sin arrebatos de luz (variables GCAS). La mayoría de ellos pueden ser variables LERI.
 
CPNB [e]
Compacto proto-planetario y las nebulosas planetarias B [e] Estrellas.
 

CTTS

Classical T Tauri. Tienen grandes discos que se traducen en fuertes líneas de emisión (EW (Hα) ≥ 10A).
GCVS tipo INT y TI.
 
DPV
Haga doble Variables periódicas. Son semi-adosado interacción binarios (con un componente de tipo B) con discos ópticamente gruesas de todo el ganador, que experimentan ciclos regulares de pérdida de masa en el medio interestelar, y se caracteriza por la variabilidad fotométrica orbital (elipsoidal, DPV / ELL o eclipsando, DPV / E), en escalas de tiempo de unos días y un ciclo de larga duración fotométrica aproximadamente 33 veces el período orbital causada por el circumbinarios disco precesión.
 
DYPer
Estrellas de hidrógeno con déficit que muestran los sucesos de desvanecimiento impredecibles pero disminuye lenta y recuperaciones más o menos simétricas en lugar de la rápida disminución y lenta recuperación observada en RCB estrellas. La amplitud de la disminución es más pequeño que los de RCB estrellas. Espectroscópicamente que parecen ser normales estrellas de tipo C con evidencia de C13 en su espectro, mientras que una de las características definitorias de RCB estrellas es la falta de este isótopo de carbono. En el máximo que muestran un comportamiento semirregular con periodos típicos de SR estrellas y más larga que las pulsaciones se ven en RCB estrellas. También son 10 veces más débil en promedio.
Ejemplo: Por DY.
 
EXOR
Nombrado después EX Lupi y conocido colectivamente en la literatura como puertas EXOR, estos son estrellas eruptivas T Tauri que muestran avivados episodios de varias magnitudes en escalas de tiempo de varios meses o unos pocos años. La etapa EXOR parece seguir la Fuor uno, más que ser una manifestación menos evidente de la misma fase. Ellos son menos luminosas y presentan diferentes espectros de emisión de línea que los de FUors (que están dominadas por las características de absorción). También muestran estallidos repetitivos en lugar de un gran uno único. También conocido como Subfuors.
Ejemplos: EX Lup, V1118, V1143 Ori Ori.
 
FSCMa
B [e] de tipo estrellas que exhiben mucho más fuertes líneas de emisión de hidrógeno que las observadas en clásica Sé estrellas y también exhiben prohibido (bajo excitación) líneas de FeII, [FeII], [NII], [OI] y fuertes excesos IR, el cual son indicativos de los sobres de polvo compactos. Tampoco son rotadores rápidos como las estrellas Be. Son sistemas binarios más probable que en la actualidad sufren o han sufrido recientemente una fase de un intercambio rápido de masas, asociado con la formación de polvo. Los secundarios son típicamente 2-3 magnitudes más débiles que sus primarias. Compleja estructura de los entornos circunestelares velos significativamente las estrellas subyacentes y requiere investigación Multitécnica. Se encuentran fuera de las regiones de formación de estrellas y probablemente estrellas de secuencia principal (no supergigantes). Sus curvas de luz muestran variaciones irregulares a largo plazo con los de largo plazo (años) significan cambios de magnitud inferior a 2 magnitudes en V. La mayoría de las estrellas de este grupo fueron considerados previamente como clasificación B [e] Estrellas.
Ejemplos: FS CMA, V0743 Lun.
 
Fuor
Las variables del tipo FU Orionis, que se conocen colectivamente en la literatura como FUors. Se caracteriza por un aumento gradual de los principales único en brillo en aproximadamente 4-6 mag. después de lo cual muestran un espectro de absorción complejo muy parecido al de un F o G-tipo estrella supergigante, un componente poderoso shortward desplazada P Cyg-como la absorción en Hα y una línea de fuerte absorción Li I λ6707. Pueden permanecer constante en el máximo brillo o disminución lentamente por 1-2 mag. varios meses después de la subida inicial. Estas variables probablemente marcan una de las etapas evolutivas del tipo T Tauri-estrellas como lo demuestra una explosión de un miembro, V1057 Cyg, pero su declive (2,5 mag. En 11 años) comenzaron inmediatamente después de que se alcanzó el máximo brillo. Todos FUors actualmente conocidos son, junto con lo que refleja nebulosas cometario.
GCVS tipo FU.
 
GCAS
Variables eruptivas irregulares del tipo Cassiopeiae γ. Estos giran rápidamente O9-A0 estrellas III-Ve con salida en masa de sus zonas ecuatoriales. La formación de anillos ecuatoriales o discos está acompañado por un brillo temporal (polo-en estrellas como ω CMA) o la decoloración (ecuador-en estrellas como Pléyone). Amplitudes de luz pueden llegar a 1.5 mag. en V.
 
Yo
Poco estudiado las variables irregulares con características desconocidas de variaciones de luz y tipos espectrales. Este es un grupo muy heterogéneo de objetos. Por lo general, se aplica a los objetos estelares jóvenes (YSO), si se desarrollaron las gigantes rojas se les da el tipo L.
 
Iowa
Poco estudiado las variables irregulares de tipo espectral temprano (OA).
 
IB
Poco estudiado las variables irregulares de intermedio (FG) a tipo espectral tardía (KM).
 
EN
Variables de Orión. Irregulares, las variables eruptivas relacionadas con nebulosas brillantes u oscuros u observadas en las regiones de estas nebulosas. Algunos de ellos pueden mostrar ligeras variaciones cíclicas causadas por la rotación axial. En el diagrama del espectro-Luminosidad, que se encuentran en la zona de la secuencia principal y subgigantes. Ellos son probablemente los objetos pequeños que, durante el curso de la evolución posterior, se convertirán en luz constante estrellas de la secuencia principal de edad cero (ZAMS). La gama de variaciones de brillo puede llegar a varias magnitudes.
 
INA
Variables de Orión de tipos espectrales tempranos (BA o ñ). A menudo se caracterizan por ocasionales abruptos desvanecimientos Algol similares.
Ejemplo: T Ori.
 
INAT

Estrellas de tipo INT con desvanecimientos repentinos (tipo INA).
 

INB
Variables de Orión de tipos espectrales intermedios y finales, FM o Fe-Me (BH Cep, AH Ori). De tipo F estrellas pueden mostrar desvanecimientos Algol-como similares a los de muchas estrellas INA; KM estrellas pueden producir destellos de luz junto con las variaciones irregulares.
 
INS
En las estrellas que muestran ligeras variaciones rápidas (hasta 1 mag. En 1-10 días).
 
INSA
ISA estrellas observadas en la nebulosidad.
 
INSB
ISB estrellas observadas en la nebulosidad.
 
INST
Estrellas INT muestran ligeras variaciones rápidas.
 
INT

Variables de Orión del tipo T Tauri observan sólo en las nebulosas difusas. Las estrellas están asignados a este tipo sobre la base de los siguientes (puramente espectroscópica) criterios: tipos espectrales se encuentran en el rango de Fe-Me. Los espectros de la mayoría de las estrellas típicas se parece a la del espectro de la cromosfera solar. La característica específica del tipo es la presencia de las líneas de emisión fluorescentes Fe II 4046, 4132 Å (anormalmente intensa en los espectros de estas estrellas), líneas de emisión [Si II] y [OI], así como la línea de absorción Li I λ6707. Conocido como CTTS (Classical estrellas T Tauri).
 
IS
Variables irregulares rápidas que no tienen relación aparente con las nebulosas difusas y que muestra los cambios de luz de alrededor de 0,5 a 1,0 mag. dentro de varias horas o días.
 
ISA

Variables irregulares rápidas de los tipos espectrales temprana, BA o Ae. UX Orionis (ISA en el GCVS) es el prototipo de un subgrupo de Herbig Ae / Be estrellas conoce como UXOR que muestran variaciones irregulares con una amplia gama de amplitudes de apenas detectable a más de 4 mag. en V. variabilidad a gran amplitud se limita a las estrellas con tipos espectrales más tardar B8. Hay dos componentes principales: (1) las variaciones irregulares en escalas de tiempo de días en torno a un nivel medio de brillo que los cambios en una escala de tiempo mucho más largo (generalmente años), a veces de manera casi cíclica, y (2) los episodios ocasionales de profundidad mínimos, que se producen a intervalos irregulares, pero con mayor frecuencia cerca de los puntos bajos de los ciclos de brillo.
Ejemplos: UX Ori, CQ Tau, BF Ori.
 
ISB
Variables irregulares rápidas de los tipos espectrales intermedios y finales, FM y Fe-Me.
 
RCB
Las variables del tipo Coronas Borealis R. Estos son hidrógeno-deficientes, de carbono-y rico en helio, estrellas de alta luminosidad pertenecientes a los tipos espectrales BPE-C, que son al mismo tiempo eruptiva y las variables pulsantes. Muestran desvanecimientos lentos no periódicas por 1-9 mag. en V que dura de un mes o más de varios cientos de días. Estos eventos muestran una rápida disminución y la recuperación lenta y se superponen sobre pulsaciones cíclicos con amplitudes de hasta varias décimas de magnitud y períodos en el intervalo de 30-100 días. Estas estrellas pueden ser el resultado de una fusión de helio y una enana blanca de carbono o menos probable, el resultado de una final Él intermitencias en una estrella post-AGB (Ejemplo: FG Sge). Algunos objetos post-AGB, especialmente las estrellas de carbono muestran desvanecimientos, pueden mostrar propiedades RCB, pero no comparten el mismo origen y que han sido clasificadas como DY por estrellas.
Ejemplos: R CRB RY Sgr.
 
SDOR

Las variables del tipo S Doradus. Estos son eruptivas de alta luminosidad estrellas, BPEC-FPEC mostrando irregular (a veces cíclica) los cambios de luz con amplitudes en el rango de 1-7 mag. en V. Ellos pertenecen a las más brillantes estrellas azules de sus galaxias madre. Por regla general, estas estrellas están conectadas con nebulosas difusas y rodeado de expansión de sobres.
Ejemplos: P Cyg, η Car. También conocido como LBV. La variabilidad SDOR se conoce en la literatura como un aspecto del fenómeno de la LBV, que consiste en pulsaciones fotosféricas con escalas de tiempo de cientos de miles de días y excursiones a la parte roja del diagrama HR-cuando la estrella es más brillante (fases SDOR). Además, también se muestran las micro-variaciones, la variabilidad y las erupciones estocástico.
 
TTS
T Tauri. Cuando son bien conocidas sus propiedades, se clasifican en dos subgrupos: CTTS (Clásica) y WTTS (Débil forrado).
GCVS tipos de TI e INT.
 
UV
Variables eruptivas de tipo UV Ceti, se trata de K Ve-M Ve estrellas de veces mostrando las erupciones con amplitudes de varias décimas de magnitud de hasta 6 mag. en V. La amplitud es considerablemente mayor en la región espectral ultravioleta. Luz máxima se alcanza en varios segundos o decenas de segundos después del comienzo de una bengala; la estrella vuelve a su brillo normal en varios minutos o decenas de minutos.
 
UVN
Quema de las variables Orion de tipos espectrales Ke-Me. Estos son fenomenológicamente casi idénticos a variables UV Ceti observados en la vecindad solar. Además de estar relacionada con las nebulosas, que normalmente se caracterizan por ser de tipo espectral temprano y una mayor luminosidad, con un desarrollo más lento de las erupciones (Ejemplo: V389 Ori). Ellos son, posiblemente, un subgrupo específico de variables INB con variaciones irregulares superpuestas por las llamaradas.
 
UXOR
UX estrellas Orionis, que se conocen colectivamente en la literatura como UXors. Subgrupo de objetos estelares jóvenes que muestran variaciones irregulares con una amplia gama de amplitudes de apenas detectable a más de 4 mag en V. La mayoría de ellos son Herbig Ae / Be estrellas, pero hay algunas estrellas T Tauri con tipos espectrales más tarde también muestra la misma comportamiento. Variabilidad de gran amplitud se limita a las estrellas con tipos espectrales más tardar B8. Hay dos componentes principales: (1) las variaciones irregulares en escalas de tiempo de días en torno a un nivel medio de brillo que los cambios en una escala de tiempo mucho más largo (generalmente años), a veces de manera casi cíclica, y (2) los episodios ocasionales de profundidad mínimos, que se producen a intervalos irregulares, pero con mayor frecuencia cerca de los puntos bajos de los ciclos de brillo. UXors muestran una mayor polarización cuando la luz óptica de la estrella se vuelve más débil (presencia de grumos en nuestra línea de visión) y más rojo, mientras que en visual extrema minima hay una inversión del color. Actualmente se mezcla entre las clases ISA, INA o INSA en los GCVS.
Ejemplos: UX Ori, CQ Tau, BF Ori.
 
WR
Eruptivas variables de Wolf-Rayet. Estrellas con características de emisión amplias de He I y He II y C II-C IV, II O-O IV, III y N-N V. En ellas se muestran los cambios de luz irregulares con amplitudes de hasta 0,1 mag. en V, que son probablemente causados ​​por procesos físicos, en particular, por el flujo de salida de masa no estable de sus atmósferas.
 
WTTS
Débil forradas estrellas T Tauri. AT estrella Tauri que carece de fuertes líneas de emisión en su espectro óptico (EW (Hα) <10 Å), y carece de ambos fuertes vientos estelares y un disco de acreción circunestelar. También conocido como naked estrella T Tauri.
GCVS tipo INT y TI.
 
 
Tipos de encuentros


YSO
Objeto estelar joven de tipo de variable no especificada. Pre-estrella de secuencia principal, probablemente TTS.
 
ROT
Estrellas que no se clasifican en una clase particular manchado. Todas las estrellas visto en la lista UNSW y las muy pequeñas amplitud estrellas manchadas encontrados por Kepler se incluyen aquí. Además, algunas estrellas que no se ajustan a los subtipos actuales debido a sus propiedades físicas han sido clasificados como tales (enanas marrones y enanas blancas con manchas). Puede ser utilizado como un subtipo cuando una estrella T Tauri muestra la variabilidad de rotación (TTS / ROT, CTTS / ROT o WTTS / ROT).
 
 
Los subtipos

ROT
T Tauri muestran variabilidad periódica debido a las manchas. Para los miembros de esta clase en la que las características especiales son bien conocidas, las clasificaciones subtipo de CTTS / ROT o WTTS / ROT se pueden aplicar. Cuando no se conoce con precisión, se utiliza el subtipo de TTS / ROT.
 
WR
Los sistemas binarios con al menos un componente de Wolf-Rayet.
 
(AA)
Cuando se añade el sufijo a ninguna de las variables eruptivas de tipo YSO (prototipo YY Orionis) indica la presencia de componentes de absorción en los lados redward de líneas de emisión, lo cual es un signo de la caída de material hacia la superficie de las estrellas.
 
 
5. Cataclísmico

Tipos principales

AM
AM variables de tipo Herculis, sistemas binarios cercanos que consisten en un tipo enano DK-dM y un enano blanco magnética superstrong primaria, en la que el campo magnético de la primaria no sólo previene la formación de un disco de acreción sino también sincroniza la rotación de la primaria con su periodo orbital. Se caracterizan por la polarización lineal y circular de luz variable. El rango total de variaciones de luz puede llegar a 5.4 mag. en V. También conocido como polares.
 
DQ
DQ Herculis tipo. Variables cataclísmicas magnéticas con una enana roja secundaria y una enana blanca componente primario que genera un campo magnético más débil que el campo asociado con AM Herculis estrellas y eso no es lo suficientemente fuerte como para sincronizar la órbita de la enana blanca que gira con el período orbital del sistema . También conocido como polares intermedios (IP).
 
IBWD

Interactuar enanas blancas binarias. Cerrar sistemas binarios con periodos ultracortos (5-70 minutos). También conocido como AM estrellas de tipo CVn o novas enanas Helium porque carecen de líneas de hidrógeno en sus espectros.
 
N
Las novas. Cerrar sistemas binarios con períodos orbitales 0,05 a 230 días. Uno de los componentes de estos sistemas es una estrella enana caliente que de repente, durante un intervalo de tiempo de una a varias docenas o varios cientos de días aumenta su brillo por 7-19 mag. en V, luego vuelve gradualmente a su antiguo brillo durante varios meses, años o décadas. Pequeños cambios en el mínimo de luz pueden estar presentes. Componentes frescos pueden ser gigantes, subgigantes, o enanas de tipo KM. Los espectros de novas casi al máximo la luz parecen espectros de absorción AF de estrellas luminosas en un principio. A continuación, las líneas generales de emisión (bandas) de hidrógeno, helio, y otros elementos con componentes de absorción que indican la presencia de un sobre en rápida expansión aparecen en el espectro. A medida que la luz disminuye, el espectro compuesto comienza a mostrar las líneas prohibidas características de los espectros de las nebulosas de gas excitado por estrellas calientes. A la luz mínimo, el espectro de las novas son generalmente continua o se asemejan a los espectros de las estrellas Wolf-Rayet. Sólo los espectros de los sistemas más grandes muestran trazas de componentes frescos. Algunas novas revelan pulsaciones de componentes calientes con períodos de aproximadamente 100 s. y amplitudes de aproximadamente 0,05 mag. en V después de una explosión. Algunas novas finalmente resultan ser sistemas eclipsando. De acuerdo a las características de sus variaciones de luz, las novas se subdividen en categorías,, rápidos (NA) lento (NB) muy lentas (NC), y recurrente (NR).
 
NA
Novas rápida visualización de la luz aumenta rápidamente y, a continuación, después de haber alcanzado el máximo de luz, la decoloración por 3 mag. en 100 días o menos.
Ejemplo: GK Per.
 
NB
Lento novas que se desvanecen después de la luz máxima entre 3 mag. en ≥ 150 días. Aquí la presencia de la conocida "inmersión" en las curvas de luz de novas similar a T Aur y DQ Su no se tiene en cuenta: La tasa de desvanecimiento se estima sobre la base de una curva suave, sus partes antes y después de la "sumergir" ser una continuación directa de los otros.
Ejemplo: RR Pic.
 
NC
Novae con un desarrollo muy lento y permanece en el máximo de luz durante más de una década, y luego desapareciendo muy lentamente. Antes de que un arrebato estos objetos pueden mostrar de período largo luz cambia con amplitudes de 2.1 mag. en V; enfriar los componentes de estos sistemas son, probablemente, los gigantes o supergigantes, a veces las variables semi-regulares, e incluso variables de Mira. Estallo amplitudes puede llegar a 10 mag. High espectros de emisión de excitación parecen a las de las nebulosas planetarias, Wolf-Rayet, y las variables simbióticas (se les llama "simbiótica novas"). La posibilidad de que estos objetos son nebulosas planetarias en el proceso de formación no se excluye.
Ejemplo: RR Tel.
 
NL
Nova-como las estrellas. Las variables cataclísmicas, donde la tasa de transferencia de masa está por encima de un cierto límite y sus discos de acreción son estables porque son casi totalmente ionizado a su exterior (corte de corriente) límite y esta condición suprime enanas nova arrebatos. También conocido como UX (UX Ursae Majoris estrellas).
 
NL / V
Nova-como variable del tipo Sagittae V. Los sistemas de alta luminosidad cerca binarios con una velocidad de transferencia de masa constante. Se muestran las especies de alta ionización como O VI y NV, la emisión de He II λ4686 es más fuerte que el doble de la fuerza de Hβ. Los períodos orbitales variar de 5 a 12 horas, y la curva de luz orbital pueden tener formas de cualquiera de eclipse doble o de onda sinusoidal.
Ejemplos: V SGE, WX Cen.
 
NL / VY
Novas contra el enano. VY estrellas Sculptoris. Son sistemas binarios catastróficos con una enana blanca caliente (35,000-65,000 K) y luminoso que en ocasiones sufre desvanecimientos de más de 1 magnitud (hasta varias magnitudes), debido a una baja tasa de transferencia de masa. Estos períodos pueden durar de días a años. En el máximo varían hasta 1 magnitud. Ellos no muestran estallidos, aunque como mínimo caen en la franja inestabilidad novas enanas. Esto podría ser causado por la naturaleza magnética posible de la enana blanca.
Ejemplos: VY SCL, MV Lyr.
 
NR
Novas recurrentes, que difieren de las novas típica por el hecho de que se han observado dos o más arranques (en lugar de uno solo) separadas por 10-80 años.
Ejemplos: T CRB T Portaviático.
 
SN
Las supernovas. Las estrellas que aumento, como resultado de una explosión final, sus brillos por mag 20 y más, entonces se desvanecen lentamente. El espectro se caracteriza por la presencia de bandas de emisión muy amplios, sus anchuras son varias veces mayores que las de las bandas brillantes observados en los espectros de novas. Las velocidades de expansión de sobres SN están en los miles de km / s. De acuerdo con la forma de la curva de luz y las características espectrales, las supernovas se subdividen en los tipos I y II.
Ejemplos: B Cas, CM Tau.
 
SN I
El tipo I supernovas. Las líneas de absorción de Ca II, Si, etc, pero no hay líneas de hidrógeno están presentes en los espectros. El sobre de expansión casi carece de hidrógeno. Durante 20-30 días siguientes máximo de luz, el brillo se reduce en aproximadamente un 0,1 mag por día, entonces la tasa de decoloración disminuye y alcanza un valor constante de 0.014/day.
 
SN Ia
CO enana blanca acreción de materia (o la fusión con) un compañero hasta que se alcanza el límite de Chandrasekhar. No hidrógeno. El silicio y hierro líneas. Mv -19.3. Detonación, sin remanente.
 
SN Iax
CO blanco enano materia acreción de una estrella degenerada El que pierde su envoltura de hidrógeno externa. Mv -14.2/-18.9. El enano blanco es probable que no destruye (deflagración parcial). Prototipo: SN 2002cx
 
SN Ib
Intermedio progenitor WN masa. Él líneas. "Stripped supernovas de colapso de núcleo".
 
SN Ic
WC o WO progenitores. No H y He. O, Mg y Ca líneas. Mv -18/-20. "Stripped supernovas de colapso de núcleo".
 
SN II
Supernovas de tipo II. Líneas de hidrógeno y otros elementos son evidentes en sus espectros. El sobre expansión se compone principalmente de H y He. Las curvas de luz muestran una mayor diversidad que los de tipo I supernovas. Por lo general, después de 40 a 100 días desde el máximo de luz, la velocidad de desvanecimiento es 0.1 mag por día.
 
SN IIa
CO enana blanca con un 6-7 masas solares de la secuencia principal acompañante. Mezcla de SN Ia y SN del IIN. SN Ia rodeado por la materia circunestelar (H) despojado de la compañía. Mv -20/-21.
 
SN IIb

Intermedio progenitor WN masiva? Binaria masiva? Rápida disminución de la curva de luz. Spectra evolucionar a partir de las líneas H fuertes a fuertes Él líneas (Mezcla de II y subclases Ib). Las capas exteriores despojados por compañero?
 
SN IId
SN II-L supernovas con doble perfiles P-Cygni que indican la ocurrencia de fuertes episodios de viento poco antes de la explosión. El aplanamiento de la curva de luz en las etapas posteriores, debido a la interacción entre el material expulsado y el material circum.
 
SN II-L
Intermedio masa progenitora WN tarde. Rápido y lineal descenso en su curva de luz. Fuerte que las líneas. H sobre <2 SM. Mv -18.
 
SN EEn
Progenitores LBV. Fuerte H-líneas estrechas indicativos de pérdida de masa abundante. Mv -17/-20.
 
SN II-P
Baja masa rojas supergigantes progenitores. Curvas de luz ópticas Plateau ampliadas. H sobre 10 SM. Mv -16/-18.
 
SN-pec

Cuando una supernova similar a uno de los tipos, pero muestra diferentes características (por ejemplo, bajo-luminosidad) el sufijo-PEC se añade al tipo. (SN Ib-pec)
 
UG
Estrellas variables de tipo U Geminorum, a menudo llamados novas enanas. Son sistemas  binarios cerrados formados por una enana o estrella KM subgigante  que llena el volumen de su lóbulo de Roche interior y una enana blanca rodeada por un disco de acreción. Periodos orbitales están en el rango desde 0,05 hasta 0,5 días. Por lo general, sólo pequeña, en algunos casos se observan fluctuaciones rápidas, la luz, pero de vez en cuando el brillo de un sistema aumenta rápidamente por varias magnitudes y, después de un intervalo de desde varios días a un mes o más, vuelve al estado original. Los intervalos entre dos arranques consecutivos para una estrella dada puede variar en gran medida, pero cada estrella se caracteriza por un cierto valor medio de estos intervalos, es decir, un ciclo de media que corresponde a la amplitud de la luz media. El más largo es el ciclo, mayor será la amplitud. Estos sistemas son con frecuencia fuentes de emisión de rayos-X. El espectro de un sistema mínimo es continua, con amplio H y él las líneas de emisión. En el máximo estas líneas casi desaparecen o se vuelven líneas de absorción superficial. Algunos de estos sistemas están eclipsando, posiblemente lo que indica que el mínimo primaria es causada por el eclipse de un punto caliente que se origina en el disco de acreción de la acrecion de una corriente gaseosa de la estrella KM. De acuerdo a las características de los cambios de luz, U variables del IPG se pueden subdividir en tres tipos: SS Cyg-tipo (UGSS), SU UMa tipo (UGSU) y Z Cam-type (UGZ).
 
Uger
ER Ursae Majoris tipo subclase de UGSU novas enanas. Estas estrellas suelen pasar un tercio de su tiempo en la super-explosión con una super-ciclo de 20 a 50 días. Fuera de súper explosión por lo general empacan en una rápida sucesión de explosiones normales. Las amplitudes son más pequeñas (alrededor de 3 mag.) Que en otra novas enanas debido a una tasa de transferencia de masa más alta.
 
UGSS
SS Cygni las variables de tipo. Ellos aumentan su brillo por 2-6 mag. en V en 1-2 días y en varios días posteriores regresar a sus brillos originales. Los valores del ciclo están en el intervalo de 10 días a varios miles.
Ejemplos: SS Cyg, U Gem.
 
UGSU
SU Ursae Majoris variables de tipo. Estos se caracterizan por la presencia de dos tipos de estallidos llamados "normal" y "super-estallidos". Normal, estallidos cortos son similares a las de las estrellas UGSS, mientras súper erupciones son más brillantes por 2 mag., Son más de cinco veces más tiempo (más amplio), y se producen varias veces con menos frecuencia. Durante súper-estallidos las curvas de luz muestran oscilaciones periódicas superpuestas (super-jorobas), sus períodos de estar cerca de los orbitales y amplitudes son aproximadamente 0.2-0.3 mag. en los períodos orbitales V. son más cortos de 0,1 días; compañeros son de tipo espectral dM.
 
UGWZ
WZ Sagittae Tipo de subclase de UGSU novas enanas en el que el intervalo entre los súper-estallidos es inusualmente largo (que se debe a una muy baja tasa de transferencia de masa), medido en décadas, mientras que arranques normales son pocos y distantes entre sí. Muestran re-brillos. Períodos orbitales van desde 0,05 hasta 0,08 d.
 
UGZ
Z Camelopardalis estrellas de tipo. Estos también muestran estallidos cíclicos, que difieren de las variables UGSS por el hecho de que a veces después de un estallido que no vuelven a la brillo original, pero durante varios ciclos conservan una magnitud entre el máximo y el mínimo. Los valores de los ciclos son de 10 a 40 días, mientras que las amplitudes de luz son del 2 al 5 mag. en V.
 
V838MON
Transitorios rojos Luminosos del tipo V838 Monocerotis que se convierten en más rojo en arrebato y se cree que son el resultado de la fusión de una binaria de contacto. Después de la explosión ellos se ocultan en un disco de polvo. Las amplitudes son 9-13 mag.
Ejemplos: V838 Mon, V1309 Sco, V4332 Sgr.
 
ZAND
Las variables simbióticas del tipo Z Andromedae. Son binarias cercanas que consisten en una estrella caliente, una estrella de tipo tardío, y un sobre extendido excitado por la radiación de la estrella caliente. El brillo combinado muestra las variaciones irregulares con amplitudes de hasta 4 mag. en V. Un grupo muy heterogéneo de objetos.
 
 
Tipos de encuentros

CV
Variables cataclísmicas de tipo no especificado.
 
 
Los subtipos

IBWD
Interactuar enanas blancas binarias. Cerrar sistemas binarios con periodos ultracortos (5-70 minutos). También conocido como AM estrellas de tipo CVn o novas enanas Helium porque carecen de líneas de hidrógeno en sus espectros.
 
V
V Sge subtipo de las variables nova similares. Los sistemas de alta luminosidad cerca binarios con una velocidad de transferencia de masa constante. Se muestran las especies de alta ionización como O VI y NV, la emisión de He II λ4686 es más fuerte que el doble de la fuerza de Hβ. Los períodos orbitales variar de 5 a 12 horas, y la curva de luz orbital pueden tener formas de cualquiera de eclipse doble o de onda sinusoidal.
Ejemplos: V SGE, WX Cen.
 
VY

VY Scl subtipo de las variables nova similares. Son sistemas binarios catastróficos con una enana blanca caliente (35,000-65,000 K) y luminoso que en ocasiones sufre desvanecimientos de más de 1 magnitud (hasta varias magnitudes), debido a una baja tasa de transferencia de masa. Estos períodos pueden durar de días a años. En el máximo varían hasta 1 magnitud. Ellos no muestran estallidos, aunque como mínimo caen en la franja inestabilidad novas enanas. Esto podría ser causado por la naturaleza magnética posible de la enana blanca.
Ejemplos: VY SCL, MV Lyr.
 
 
6. X-RAY

Tipos principales

CBSS
Fuente supersoft Primer binario. Se cree que los rayos X súper suave para ser producido por la fusión nuclear estable en la superficie de una enana blanca de material extraída de una compañera binaria. Períodos orbitales van desde 0,15 hasta 1,35 d.
 
HMXB
Misa Mayor de rayos X binarios. Los sistemas con una estrella masiva (por lo general un O o B, estrella, una estrella Ser o una supergigante azul) y un objeto compacto (generalmente una estrella de neutrones, un agujero negro o una enana blanca). Una fracción del viento estelar de la estrella normal es capturado por el objeto compacto y produce rayos X a medida que cae sobre él o sobre un disco de acreción que está lo rodea. En binarias de rayos X, los subtipos indican qué tipo de comportamiento de las pantallas binarios, tales como explosiones de rayos X (XB), grandes estallidos de amplitud también en lo visual (XN), el efecto de la reflexión (XR) o también puede informar sobre el objeto de naturaleza, por ejemplo: si el objeto compacto es un púlsar (XP). Consulte la lista de subtipos de abajo.
 
LMXB
Masa baja de rayos X binarios. Los sistemas donde uno de los componentes es ya sea un agujero negro o una estrella de neutrones. El otro, el donante, componente por lo general llena su lóbulo de Roche, por lo que transfiere la masa del objeto compacto. El donante puede ser un enano normal, una enana blanca o una estrella evolucionada (gigante roja). Los rayos X son emitidos como la masa cae sobre el objeto compacto o en un disco de acreción que se rodea. La emisión de rayos X es incidente sobre la atmósfera de la compañera más fresco del objeto compacto y se vuelve a irradiar en forma de radiación de alta temperatura óptica (efecto de reflexión), haciendo así que el área de la superficie del compañero de un enfriador de tipo espectral anterior. Estos efectos conducen a un carácter bastante complejo peculiar de la variabilidad óptica en tales sistemas. En binarias de rayos X, los subtipos indican qué tipo de comportamiento de las pantallas binarios, tales como explosiones de rayos X (XB), grandes estallidos de amplitud también en lo visual (XN), el efecto de la reflexión (XR) o también puede informar sobre el objeto de naturaleza, por ejemplo: si el objeto compacto es un púlsar (XP). Consulte la lista de subtipos de abajo.
 
X
Las fuentes de emisión de rayos X fuertes, variable que no pertenecen o no se atribuyen a ningún otro tipo de estrellas variables. La mayoría de las variables de tipo X resultan ser HMXB, LMXB, AM o sistemas binarios de tipo DQ. Los subtipos de los sistemas de LMXB HMXB y se enumeran en la sección de subtipos.
 
 
Los subtipos

XB
Estallidos de rayos-X. Cerrar sistemas binarios que muestran de rayos X y ráfagas ópticas, siendo su duración de varios segundos a diez minutos, con amplitudes de alrededor de 0,1 mag. en V.
Ejemplos: V801, V926 Sco Ara.
 
XN
Sistemas de rayos X, que en ocasiones aumentan rápidamente en brillo por 1-9 mag. en V simultáneamente con la gama de rayos-X.
 
XP
Sistemas de púlsar de rayos-X. El componente principal es por lo general un supergigante de tipo temprano elipsoidal. El efecto de la reflexión es muy pequeña y la variabilidad de la luz es causada principalmente por la rotación de la componente primaria elipsoidal. Los períodos de los cambios de luz son entre 1 y 10 días; el período del pulsar en el sistema es de 1 s. a 100 min. Amplitudes de luz por lo general no superan varias décimas de magnitud. Ejemplo: GP Vel (Vela X-1).
 
XPR
Sistemas de rayos X púlsar (XP) que ofrecen la presencia del efecto de la reflexión. La luz media del sistema es más brillante cuando el componente primario es irradiada por los rayos X, sino que es más débil durante un estado bajo de la fuente de rayos X. La amplitud total de la luz puede llegar a 2-3 mag. en V.
Ejemplo: HZ Ella.
 
XBR
Estallidos de rayos-X (XB) con la presencia del efecto de la reflexión.
Ejemplo: V801 Ara.
 
 
7. OTROS OBJETOS

Tipos principales

AGN
Núcleos galácticos activos. Objetos extragalácticos ópticamente variable sólo incluyeron por razones históricas o campañas de observación.
GCVS tipo GAL.
 
BLLAC
Objetos de tipo BL Lacertae extragalácticos. Son compactos objetos cuasi-estelares que muestran espectros casi continua con una débil emisión y líneas de absorción y los cambios de luz irregulares relativamente rápidos con amplitudes de hasta 3 mag. en V o más. Las fuentes de radiación y ondas de radio fuertes de rayos X, su emisión muestra fuerte y polarización lineal variable en las regiones del espectro visible e infrarrojo.
 
QSO
Fuentes extragalácticas cuasi-estelares ópticamente variable (quasars) que antes estaban erróneamente considerados como estrellas variables.
 
Microlens
Microlensing evento. Symmetric brillo de una estrella causado por la presencia de una influencia gravitatoria separada intervenir en la línea de visión. Puede durar desde segundos hasta años. Fenómenos de microlente, que son un tipo de variables extrínsecas que, como supernovas, son una vez en un evento de toda la vida, y la estrella no se observa como una variable más.
Ejemplo: GSC 03.656-01.328.
 
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Únicos estrellas variables fuera del rango de las clasificaciones. Estos representan probablemente sea etapas cortas de transición de un tipo a otro, o la variabilidad de las etapas evolutivas más tempranas y la última de este tipo, o que se estudian suficientemente los miembros de los futuros nuevos tipos de variables.
 
CST
Estrellas no variables (constante), anteriormente se sospecha que sea variable y se apresuró designado. Observaciones posteriores no han confirmado su variabilidad.
 
S
Sin estudiar estrellas variables con cambios rápidos de luz.
 
VBD
Las enanas marrones variables.
 
 
Tipos de encuetros

APER
Se utiliza en los catálogos OGLE de estrellas que muestran ligeras variaciones no periódicas.
 
MISC
Varios estrellas variables. Por lo general, las variables de color rojo (L, SR) u otros tipos de estrellas irregulares I, BE) que no pueden ser clasificados más específicamente por el análisis automático realizado por las encuestas.
 
no cv
Las estrellas que fueron clasificados una vez como CV pero luego se encontraron a ser constante o pertenecer a otros tipos de estrellas u objetos variables. Se utiliza en Downes Catálogo y Atlas de las variables cataclísmicas.
 
NSIN
Designación de los catálogos OGLE de estrellas con curvas de luz estrictamente periódicas, que son, evidentemente, no sinusoidal.
 
PER
Variable de Periódica de tipo no especificado. Se utiliza en los catálogos OGLE para las estrellas con una periodicidad dominante, pero que muestra también los cambios de amplitud y / o fase o los cambios periódicos superpuestos sobre la variabilidad en una escala de escarcha ya. La mayoría de las variables semi-regulares entran en esta categoría.
 
SIN
Designación de los catálogos OGLE de estrellas con curvas de luz sinusoidales que muestran la evidencia de una sola frecuencia. Esta categoría puede incluir variables tales como el mono-periódica SPB, ACV, GDOR, también algunos de ELL (con la mitad del período orbital) y chromospherically estrellas activos, etc
 
Transitorio
Fuente transitoria ultravioleta. Utilizado en el GALEX Catálogo Variabilidad ultravioleta.
 
VAR

Estrella variable de tipo no especificado. Se utiliza para los sospechosos de las variables que carecen de estudios más profundos.