TIPUS DE VARIABLES - GRUPS PRINCIPALS

1. Eclipsants


Tipus principals
E
Sistemes binaris eclipsants . Es tracta de sistemes binaris amb plànols orbitals tan propers a la línia de visió de l'observador (la inclinació del plànol orbital pel que fa al plànol perpendicular a la línia de visió, està prop de 90 graus.),que els components s'eclipsen periòdicament entre si. Per tant, l'observador troba canvis en la lluentor aparent del sistema amb el període coincident amb la del moviment orbital dels components.

EA
Sistemes eclipsants de tipus β Persei (Algol) .Són sistemes binaris amb components esfèriques o lleugerament elipsoidals. És possible especificar, per les seves corbes de llum, els moments d'inici i fi dels eclipsis. Entre eclipsis la llum roman gairebé constant o varia poc, solament a causa dels efectes de reflexió, deguts a la forma el·lipsoide dels components, o variacions físiques. Els minims secundaris poden estar absents. S'observa una molt àmplia gamma de períodes, entre 0,2 i ≥ 10,000 dies. Les variacions de llum també són molt diferents i poden arribar a diverses magnituds.

EB
Sistemes eclipsants de tipus β Lyrae. El mínim secundari s'observa en tots els casos. Aquests són sistemes que tenen components elipsoidals i corbes de llum pels quals és impossible especificar el moment exacte d'inici i final dels eclipsis a causa d'un canvi continu de lluentor combinada aparent del sistema entre els eclipsis .En general l'eclipsi secundari és considerablement menor que el primari. Els períodes són principalment majors de 0,5 dies. Els components pertanyen generalment als tipus espectrals primerencs (BA). Amplituds de llum són generalment <2 mag. en V.

EP
Estels que mostren els eclipsis dels seus planetes.
El prototip V376 clavilla.

EW
Variables eclipsants tipus W Ursae Majoris. Aquests sistemes tenen eclipsis amb períodes més curts, en general d'un dia,consisteixen en components elipsoidals gairebé en contacte i tenen corbes de llum en els quals és impossible precisar el moment exacte d'inici i fi dels eclipsis. Les profunditats dels mínims primaris i secundaris són gairebé iguals o difereixen entre si molt poc. Les amplituds de lluentor són generalment <0,8 mag. en V. Els components pertanyen generalment als tipus espectrals FG i posteriors.


Tipus
ce
Binàries en contacte de ASAS-3 Tots dos components tenen plens o *estan prop d'omplir els lòbuls de Roche. En la seva majoria són variables de *EW.

ED
Binàries eclipsants independents (EA) en ASAS-3

ESD
Binàries eclipsants adosades (EA o EB) en ASAS-3.


Els subtipus
AR
Sistemes independents del tipus Lacertae AR. Tots dos components són subgegants no omplen les seves superfícies equipotencials interiors.

D
Sistemes independents, amb components que no omplen els lòbuls de Roche interiors.

DM
Sistemes de la seqüència principal independent. Tots dos components són estels de la seqüència principal, i no omplen els seus lòbuls de Roche interiors.

DS
Sistemes independents amb un subgegant. El subgegant també no omple la seva superfície crític interior.

DW
Sistemes similars als sistemes W UMa en propietats físiques (KW), però no en contacte.

GS
Els sistemes amb un o tots dos components gegants i súper gegants; un dels components poden ser un estel de la seqüència principal.

K
Sistemes de contacte, tots dos components omplen les seves superfícies crítiques internes.

KE
Sistemes de contacte de tipus primerenc (OA) espectral, tots dos components són propers en grandària a les seves superfícies crítiques internes.

KW
Sistemes de contacte del tipus W UMa, amb components elipsoidals de tipus espectral F0-K. Els principals components són estels de la seqüència principal i secundaris es troben per sota i a l'esquerra de la seqüència principal en el diagrama (*MV, *BV).

PN
Són sistemes binaris que té, entre els seus components, els nuclis de les nebuloses planetàries.
Exemple: UU Sge.

SD
Sistemes adossats en el qual la superfície del component menys massiu està prop del seu lòbul de Roche interior.

WD
Són sistemes binaris amb almenys una component nana blanca, o almenys, una sola nana blanca giratòria.

2. ROTACIÓ

Tipus principals

ACV
Variables tipus α2 Canum Venaticorum. Aquestes són estels de la seqüència principal amb tipus espectrals B8p-A7P i mostren camps magnètics forts. Els espectres mostren anormalment fortes línies de Si, Sr, Cr, i terres rares les intensitats de les quals varien amb la rotació. Ells exhibeixen canvis en el camp magnètic i la lluentor (períodes de 0,5 a 160 dies o més). Les amplituds dels canvis de lluentor estan en general dins de 0,01-0,1 *mag. en V.

PER
Variables de tipus Draconis, que són nanes d'emissió de la línia de *DKE-*DME tipus espectral que mostra els canvis de llum *quasi-periòdiques amb períodes d'una fracció d'un dia a 120 dies i amplituds de diverses centenes a 0,5 *mag. en V. La variabilitat de la llum és causada per la rotació axial d'un estel amb un grau variable de la no-uniformitat de la lluentor de la superfície (taques) i l'activitat *cromosférica. Algunes d'aquests estels també mostren bengales similars als de la UV Ceti estels, i en aquests casos, també pertanyen a aquest últim tipus i es consideren simultàniament les variables eruptives.

CTTS / ROT
Classical T Tauri mostren variabilitat periòdica a causa de les taques. Tenen grans discos que es tradueixen en fortes línies d'emissió (EW (Hα) ≥ 10A).
GCVS tipus INT i TU.

ELL
Rotació de variables *elipsoidales. Aquests són sistemes tancats binaris amb components elipsoidals, que canvien de lluentor combinats amb períodes iguals a les de moviment orbital a causa dels canvis a les zones que emeten cap a un observador, però que no presenten els eclipsis. Les variacions de llum en general no superen 0,1 mag. en V.
Exemples: b Per

FKCOM
Variables tipus *FK *Comae *Berenices. Aquests giren ràpidament són de classe G i gegants de tipus K amb lluentors superficials no uniformes. El seu comportament fotomètric és similar a la dels sistemes de *CVn *RS però les línies d'absorció i reversions de *Ca II exhibeixen rotació extrema ampliació, amb una velocitat equatorial projectada de 100-160 km / s. Tenen una forta activitat magnètica i l'emissió de rajos X i contenen els plasmes calents *coronal entre estels actius. Els períodes de variació de llum (fins a diversos dies) són igual als períodes de rotació, i amplituds diverses desenes de magnitud. No es descarta que aquests objectes són el resultat d'una major evolució dels sistemes binaris propers W *UMa (coalescència binari).
Exemples: *FK *Com, Homes *AA.

LERI
Variables tipus λ *Eri. Són estels amb la variació de la llum causada per la modulació *rotacional o pulsacions no radials. Les seves corbes de llum són en general de doble ondat i amb el canvi d'amplitud. Períodes en l'ordre de 0,3 a 3 d.

PSR
Púlsars òpticament variables, que estan girant ràpidament els estels de neutrons amb camps magnètics forts, radiant en la ràdio, i les regions de rajos X òptics. Els púlsars emeten feixos estrets de la radiació, i els períodes dels seus canvis de llum coincideixen amb els períodes de rotació (0,004-4 s), mentre que les amplituds dels polsos de llum aconsegueixen 0,8 *mag.
Exemple: CM Tau.

R
Sistemes binaris tancats que es caracteritzen per la presència de forta reflexió (re-radiació) de la llum de l'estel més calent que il·lumina la superfície de la companya més fresc. Les corbes de llum són sinusoïdal amb el període igual a *PorB, lluentor màxima coincidint amb el pas de l'estel calent davant de la companya. L'eclipsi pot estar absent. El rang de variació de la llum pot arribar a 1 *mag. en V.
Exemple: KV Vel.

RS
Sistemes binaris de tipus RS Canum Venaticorum . Una propietat important d'aquests sistemes és la presència en els seus espectres de K línies d'emissió d'intensitat variable de fort *Ca II i H, la qual cosa indica augment de l'activitat cromosférica del tipus solar. Aquests sistemes també es caracteritzen per la presència de la ràdio i l'emissió de rajos-X. Les seves corbes de llum semblen ones sinusoïdals anés d'eclipsis, amb amplituds i posicions que canvien lentament amb el temps. La presència d'aquesta ona (sovint cridat una ona de distorsió) s'explica per la rotació diferencial de l'estel, la seva superfície està coberta amb grups de taques; el període de la rotació d'un grup lloc en general està prop del període de moviment orbital, però encara difereix d'ella, que és la raó per al canvi lent (migració) de les fases de l'ona de la distorsió mínima i màxima en la corba de llum mitjana en el cas de la binàries *eclipsantes (I / *RS). La variabilitat de l'amplitud de l'ona (que pot ser de fins a 0,5 *mag. En V) s'explica per l'existència d'un cicle d'activitat de període llarg estel·lar similar al cicle d'activitat solar d'11 anys, durant el qual el nombre i l'àrea total de punts en la superfície de l'estel variar.

SXARI
Variables de tipus SX Arietis. Es tracta de la seqüència principal estavelles B0P-B9p amb intensitat variable Ell línies III de Si i camps magnètics I i. De vegades es diuen variables d'heli. Els períodes de canvis en el camp magnètic i la llum (al voltant d'1 dia) coincideixen amb els períodes de rotació, mentre que les amplituds són d'aproximadament 0,1 *mag. en V. Aquests estels són anàlegs d'alta temperatura de les variables *ACV.

TTS / ROT
T Tauri mostren variabilitat periòdica a causa dels punts, però encara no classificada com a clàssica (*CTTS / *ROT) o feble-alineada (*WTTS / *ROT).
 

 
WTTS / ROT
Feble folrades estavelles T *Tauri mostren variabilitat periòdica a causa de les taques. AT estel Tauri que manca de fortes línies d'emissió en el seu espectre òptic (*EW (Hα) <10 Å), i manca de tots dos forts vents estel·lars i un disc d'acreció *circunestelar. També conegut com *naked estavella T Tauri.
GCVS tipus INT i TU.
 
 
Tipus

NSIN ELL
Designació dels catàlegs OGLE d'estels amb corbes de llum estrictament periòdiques, que són, evidentment, no sinusoïdal i és probable que siguin les variables elipsoidals.
 
 
Els subtipus

PSR
Els sistemes binaris amb un prémer que l'objecte compacte que *irradia fortament una companya de baixa massa. Exemple: *QX *Sge (I / *PSR).
 
RS
S'utilitza com un subtipo d'eclipsar o sistemes *elipsoidals que mostra l'activitat cromosférica (variabilitat del tipus *RS).
 
 
3. Pulsants

Tipus principals

ACEP
Cefeides anòmals. Estels amb períodes característics de les variables comparativament *RRab de període llarg (0.4 a 2 dies), però considerablement més brillant lluminositat. Ells són més massives (1.3 a 2.2 masses solars) que RR *Lyrae. Són pobres en metalls de tipus F. estels A i principis.
*GCVS tipus *BLBOO.
 
ACYG
Les variables del tipus α *Cygni, que són supergeigants no radialment pulsants de tipus espectrals *Bep-*AEPIA. Els canvis de llum amb amplituds de l'ordre de 0,1 *mag. sovint semblen irregulars, està causat per la superposició de moltes oscil·lacions amb períodes de tancament. S'observen cicles de diversos dies a diverses setmanes.
 
BCEP
Les variables del tipus β *Cephei (β *Cep, β *CMA), que són no *superigiant *pulsantes O8-B6 estels amb variacions de llum i de velocitat radial causada per la pressió de baix ordre i pulsacions manera gravetat. Períodes estan en el rang de 0,1 fins a 0,6 dies i amplituds de llum van des de 0,01 fins a 0,3 *mag. en V. Les corbes de llum són similars en forma a les corbes de velocitat radial mitjana, però seria inferior en la fase de la quarta part del període, per la qual cosa la lluentor màxima correspon a la contracció màxima, és a dir, el radi mínim estel·lar. La majoria d'aquests estels probablement mostren pulsacions radials, però algunes pulsacions no radial de visualització; múltiples periodicitat és característica de moltes d'aquests estels.
Exemple: V469 *Per.
 
BCEPS
A curt termini el grup de variables *Cep β. Els tipus espectrals són B2-B3 IV-V; períodes i amplituds de llum estan en els rangs de 0,02 a 0,04 dies i 0,015 a 0,025 dies, respectivament, és a dir, un ordre de magnitud més petits que els normalment observats volguts. L'eliminació d'aquest tipus proposat per *GCVS.
 
BXCIR
Estavelles B deficients en hidrogen (els estels extrems d'heli) que mostren les variacions de baixa amplitud de la llum (0,1 *mag. En V) i la velocitat radial a causa de les pulsacions radials impulsats ​​per la κ (*kappa), mecanisme a través inestabilitat Z-cop. Mostren un període únic i molt regular d'al voltant de 0,1 dies.
Exemples: *BX *Cir, V652 *Her.
 
CEP
Cefeides. Radialment pulsant, d'alta lluminositat (classes Ib-II) variables amb períodes en l'interval d'1-135 dies i amplituds de diverses centenes a 2 *mag. en V (en la banda B, les amplituds són majors). Tipus espectral a la llum màxima és F, com a mínim, els tipus són *GK. El més llarg és el període de variació de la llum, l'últim és el tipus espectral. El màxim de la velocitat d'expansió de capa superficial gairebé coincidint amb el màxim de llum. Hi ha diversos *subtipos (veure *DCEP, DCEP (B), *DCEPS, *DCEPS (B), *CWA, *CWB i *ACEP). Alguns *DCEP i *CW estels són molt sovint anomenats *Cefeidas perquè sovint és impossible discriminar entre ells sobre la base de les corbes de llum per a períodes en l'interval de 3 - 10 dies. No obstant això, aquests són grups diferents d'objectes completament diferents en diferents etapes evolutives. Una de les diferències espectrals significatives entre W i estels *cefeidas *Virginis és la presència, durant un interval de fase determinada, de l'emissió d'hidrogen en-línia de l'antiga i de *Ca II H i K d'emissió en aquest últim.
 
CW
Les variables del tipus W *Virginis. Aquestes són les variables pulsants del component esfèric galàctic (disc anterior) Població amb períodes d'al voltant de 0,8 a 35 dies i amplituds 0,3-1,2 *mag. en V. Ells obeeixen a una relació període-lluminositat diferent de la de les variables *Cep δ (vegeu *DCEP). Per a un valor igual període, les variables W *Vir són més febles que els estels δ *Cep per 0,7-2 *mag. Les corbes de llum de les variables W *Vir per a alguns intervals de temps es diferencien dels de les variables *Cep δ per a períodes corresponents, ja sigui per amplituds o per la presència de geps en les seves branques descendents, de vegades es converteixen en ampli plana màxims. W variables de *Vir estan presents en els cúmuls globulars i en altes latituds galàctiques. Ells poden ser separats en la *subtipos *CWA i *CWB.
 
CWA
W *Virginis variables amb períodes més llargs de 8 dies. El període més llargs comencen a mostrar diferents mínims es barregin amb la classe *RVA.
 
CWB
W *Virginis variables amb períodes més curts de 8 dies. També conegut com *BL variables de *Herculis. El període dels més curts són similars als estels *RRab.
 
DCEP
Aquestes són les *Cefeides clàssiques, o variables de tipus δ *Cephei. Comparativament objectes joves que han deixat la seqüència principal i es va convertir en la banda d'inestabilitat de la (*HR) Diagrama de *Hertzsprung-Russell, obeeixen a la relació període-lluminositat conegut *Cepheid i pertanyen a la població jove de disc. *DCEP estels estan presents en els cúmuls oberts. Mostren una certa relació entre les formes de les seves corbes de llum i els seus períodes.
 
DCEP (B)
Cefeides que mostren la presència de dues o més simultàniament les maneres d'operació de pulsació (en general el to fonamental amb el període de P0 i P1 del primer harmònic). Els períodes P0 estan en l'interval de 2 a 7 dies, amb la relació P1/P0 = 0,70-0,71.
GCVS tipus *CEP (B).
Exemples: EL TEU *Cas, V367 *Sct.
 
DCEPS
Aquestes són les variables *Cep δ que tenen amplituds de llum <0,5 *mag. en V (<0.7 *mag en B.) i corbes de llum gairebé simètrics (Mm aproximadament 0,4 a 0,5 punts.), per regla general, els terminis no depassin 7 dies. Són *pulsadores primer-*sobretono.
 
DCEPS (B)
Primera / segona insinuació variables Cefeides en manera doble. Període relació P2/P1 = 0,80.
*GCVS tipus *CEP (B).
 
TCDF
Les variables del tipus Scuti δ. Aquestes són les variables pulsants de tipus espectral A0-F5 III-V es presenten amplituds llum 0,003-0,9 *mag. en V (els que tenen amplituds majors que 0.2 *mag. *HADS són designats) i períodes de 0,01 fins a 0,2 dies. Les formes de les corbes de llum, punts i amplituds generalment varien molt. S'observen pulsacions radials i no radials. La variabilitat d'alguns membres d'aquest tipus apareix de forma esporàdica ja vegades completament cessa, sent una conseqüència de la forta modulació d'amplitud amb el menor valor de l'amplitud que no excedeixi de 0.001 *mag. en alguns casos. El màxim de l'expansió de la capa superficial no es queda enrere el màxim de llum per més de 0,1 punts. *TCDF estels són representants del disc galàctic (component plana), *SXPHE estels són objectes halo.
 
DSCTC
Grup de baixa amplitud de variables *Scuti δ (amplitud de la llum <0.1 *mag. En V). La majoria dels representants d'aquest tipus són estels de classe de lluminositat V; objectes d'aquest *subtipo generalment són representatius de les variables *Sct δ en cúmuls oberts. Al catàleg *VSX, aquest tipus només s'aplica als estels amb amplituds molt petites (<0,03 *mag.) Des del límit d'amplitud original inclou pràcticament tots els estels *TCDF.
 
DWLYN
Pulsant sub-nanes híbrids que mostren tant V1093*HER i la variabilitat del tipus de V361*HYA.
 
GDOR
γ Doradus estels. Són g-manera de *pulsants d'alt ordre no radials, nanes (classes de lluminositat IV i V) de tipus espectrals A7 a F7 que mostra una o múltiples freqüències de la variabilitat. Amplituds no superin 0,1 *mag. i els períodes en general van de 0,3 a 3 dies.
 

HADS
Estels δ *Scuti d'alta amplitud. Són pulsants radials que mostren les corbes de llum asimètriques (branques ascendents pronunciades) i amplituds> 0.2 *mag.
 
HADS (B)
Primera / segona harmònics en manera doble δ *Scuti variables. Període proporcionis P1/P0 = 0,77 i P2/P1 = 0,80.
 
L
Disminueixi les variables irregulars. Les variacions de llum d'aquests estels no mostren cap evidència de periodicitat, o de qualsevol periodicitat actual està molt mal definides i només apareix de tant en tant. Els estels s'atribueixen sovint a aquest tipus perquè de ser estudiat suficientment. Moltes variables de tipus L són en realitat *semi-regulars o pertanyen a altres tipus.
 
LB
Disminueixi les variables irregulars de tipus espectrals tardans (K, M, C, S), en general, són gegantes. Aquest tipus també s'atribueix, en els *GCVS, per frenar les variables irregulars de color vermell en el cas de tipus espectrals desconeguts i lluminositats.
Exemple: *Cyg *CO.
 
LB
Disminueixi les variables irregulars de tipus espectrals tardans (K, M, C, S), en general, són gegantes. Aquest tipus també s'atribueix, en els *GCVS, per frenar les variables irregulars de color vermell en el cas de tipus espectrals desconeguts i lluminositats.
Exemple: *Cyg *CO.
 
LC
*Supergegants variables irregulars de tipus espectrals finals tenir amplituds d'aproximadament 1 *mag. en V.
Exemple: *Cas *TZ.
 
M
ο (*omicron) *Ceti-*type (Mira) variables. Es tracta de període llarg gegants variables amb característiques espectres d'emissió de tipus tardà (Em, Ce, Es) i amplituds de llum 2,5-11 *mag. en V. La seva periodicitat és molt pronunciada, i els períodes es troben en el rang entre 80 i 1000 dies. Amplituds d'infrarojos són en general menys que en el visible i poden ser <2,5 *mag. Per exemple, en la banda K en general no superen els 0,9 *mag.
 
PPN
Esteles Supergegants grocs post-AGB incrustats en les nebuloses protoplanetari i mostrar la variabilitat *SRD amb períodes d'entre 35 i 200 dies. Són principis de F a supergegants tipus G finals amb excés d'infrarojos a altes latituds galàctiques.
 
PVTEL
Les variables del tipus Telescopii *PV. Aquests són *supergegants hidrogen-deficients. Se subdivideixen en tres tipus (I, II i II) en *IBVS 5817.
 
PVTELI
Hidrogen deficient en A o *supergegants trigui-B mostren variacions de llum quasi-periòdiques de baixa amplitud a causa de pulsacions radials impulsats ​​per la inestabilitat d'estranya manera en una escala de temps de 5 a 30 dies, les variacions de velocitat radial també s'observen.
 
PVTELII
Supergegants O o d'hora-B hidrogen deficients mostren variacions de llum *cuasi-periòdiques de baixa amplitud, a causa de les pulsacions g en manera no radials conduïts per estranya manera d'inestabilitat en una escala de temps de 0,5 a 5 dies, la velocitat radial i la línia de perfil També s'observen variacions.
 
PVTELIII
F o G supergegants hidrogen deficients i ric en carboni de baixa amplitud que mostren les variacions de llum *cuasi-periòdics sobre una escala de temps de 20 a 100 dies, però no és profund mínimes com els estels *RCB, variacions de velocitat radial també s'observen.
 
ORAP
Ràpidament oscil·lant les variables Ap. Aquestes són les variables *pulsantes *oscilantes en alta harmònics, maneres de pressió sota grau, no radials. Períodes de pulsació estan en el rang de des de 0,003 fins a 0,015 dies (4-21 min.), Mentre que les amplituds de variació de llum causada per la pulsació són aproximadament 0,01 *mag. en V. Les variacions pulsacionals se superposen sobre les causades per la rotació.
*GCVS tipus *ACVO.
 
RR
Les variables del tipus RR *Lyrae, que són gegants radialment *pulsantes estels *AF tenen amplituds 0,2-2 *mag. en V. Els casos de formes de llum de corbes variables així com els períodes variables són conegudes. Si aquests canvis són periòdics, se'ls crida el "efecte *Blazhko". La majoria d'aquests estels pertanyen al component esfèric de la galàxia, sinó que estan presents, de vegades en grans quantitats, en alguns cúmuls globulars, on són coneguts com a estels *pulsantes branca horitzontal. Igual que les *Cefeidas, les velocitats màxima expansió de les capes superficials d'aquests estels pràcticament coincideixen amb el màxim de llum.
 
RRab
RR *Lyrae variables amb corbes asimètriques de llum (branques ascendents empinades), els períodes de 0,3 a 1,2 dies, i amplituds de 0,5 a 2 *mag. en V. Són pulsants de manera fonamental.
 
RRC
RR *Lyrae variables amb corbes gairebé simètriques, de vegades sinusoïdal, la llum, els períodes de 0,2 a 0,5 dies, i amplituds no superiors a 0,8 *mag. en V. Són pulsats harmònics.
Exemple: *SX *UMa.
 
RRD
Doble manera d'estels RR *Lyrae que premen en la manera fonamental, així com en el primer harmònic amb una relació de període de 0,74 i un període fonamental prop de 0,5 dies (o en el primer i segon harmònics amb una relació de període de 0,80).
*GCVS classe RR (B).
 
RV
Les variables del tipus *RV *Tauri. Aquests estan prement radialment *supergigantes tenen tipus espectrals *FG al màxim la llum i KM al mínim. Les corbes de llum es caracteritzen per la presència d'ones dobles amb l'alternança de mínims primària i secundària que pot variar en profunditat de manera que els mínims primària pot arribar a ser secundària i viceversa. L'amplitud de la llum completa pot arribar a 3-4 *mag. en V. Els períodes entre dues primàries mínims adjacents (normalment anomenat períodes formals) es troben en el rang de 30 a 150 dies (aquests són els períodes que figuren al catàleg). Es reconeixen dos *subtipos, *RVA i *RVB,.
 
RVA
RV Tauri variables que no varien en magnitud mitjana.
Exemple: AC Ella.
 
RVB
RV *Tauri les variables que periòdicament (amb períodes de 600 a 1.500 dies i amplituds de fins a 2 *mag en V) varien en magnitud mitjana.
Exemples: *DF *Cyg, *RV Tau.
 
SPB
Lentament estels pulsants B que mostren tant la llum com la variabilitat perfil de línia. Seqüència principal B2-B9 estels (3-9 masses solars) que premen en l'alt radial per a baix grau g-maneres. Els períodes poden ser múltiples i l'interval de 0,4 fins a 5 dies i amplituds són més petites que 0,1 magnituds. També conegut com 53 estels *Persei.
*GCVS tipus *LPB.
Exemples: ι (*iota) Els seus, V469, V539 per Llaura.
 
SR
Les variables semi-regulars, que són gegants o supergegates de tipus espectrals intermedis i finals que mostren periodicitat notable en els seus canvis de llum, acompanyat o, de vegades interromputs per diverses irregularitats. Períodes troben en el rang de 20 a> 2.000 dies, mentre que les formes de les corbes de llum són bastant diferents i variables, i les amplituds poden ser de diverses centenes a diverses magnituds (en general 1-2 *mag. En V).
 
SRA
Gegantes de tipus tardà (M, C, S o Em, Ce, Es) Semi-regulars presenten periodicitat constant i en general petites (<2.5 *mag. En V) amplituds de llum. Les amplituds i formes de llum de corba generalment varien i períodes estan en el rang de 35 a 1200 dies. Moltes d'aquests estels difereixen de Mires només mostra amplituds de llum més petites.
Exemple: Z *Aqr.
 
SRB
Gegants de tipus tardà (M, C, S o Em, Ce, Es) *Semi-regulars amb periodicitat mal definits (cicles significar en el rang de 20 a 2.300 dies), o amb intervals alternats de canvis irregulars periòdiques i lent, i fins i tot amb intervals constància de llum. Tots els estels d'aquest tipus en general pot ser assignat un període mitjà determinat (cicle), que és el valor que figura al catàleg. En alguns casos, s'observa la presència simultània de dues o més períodes de variacions de llum.
Exemples: RR *CRB *AF *Cyg.

*SRC
*Supergegants de tipus tardà (M, C, S o Em, Ce, Es) Semi-regulars amb amplituds d'aproximadament 1 *mag. i els períodes de variacions de llum de 30 dies a diversos dies milers.
Exemple: μ *Cep.
 
SRD
Gegants variables semi-regulars  i *supergegants de F, G o tipus espectral K, de vegades amb línies d'emissió en el seu espectre. Les amplituds de variació de llum es troben en l'interval de 0,1 a magnitud 4. i la gamma de períodes és de 30 a 1.100 dies.
Exemples: O *Lup, *SV *UMa.

SRS

Gegants semi-regulars vibrants vermells amb períodes curts (diversos dies a un mes), probablement pulsants  d'alts harmònics.
Prototip: *AU *Ari.
 
SXPHE
*Fenomenológicament, aquests semblen HADS variables, però que estan prement sub-nanes del component esfèric, o edat de la població galàctica disc, amb tipus espectrals en el rang A2-F5. Ells poden mostrar diversos períodes simultanis d'oscil·lació, en general en el rang de 0,04-0,08 dies, amb canvis de llum variable d'amplitud que pot arribar a 0,7 *mag. en V. Aquests estels estan presents en els cúmuls globulars.
 
SXPHE (B)

Antiga població anàlegs als HADS en manera doble (B) estels.
 
V361*HYA
Molt ràpidament prement calents estels *sub-nanes B amb períodes entre 90 i 600 segons presenten pulsacions en manera de pressió. Les amplituds es troben diverses centenes de magnitud. També conegut com *EC 14026 variables.
*RPHS classe *GCVS.
El prototip V361 *Hya = *EC 14.026 fins a 2647.
 
V1093*HER
Lentament estels *pulsants *sub-nanes B amb períodes entre 45 i 180 minuts expositores pulsacions en manera gravetat. També conegut com *PG 1,716 variables.
 
ZZ
Les variables *ZZ *Ceti. Aquests no són radialment estavelles nanes blanques *pulsantes que canvien les seves lluentors amb períodes de 30 s. a 25 min. i amplituds 0,001 a 0,2 *mag. en V. En general, mostren diversos valors del període de tancament. Les flamarades d'1 *mag. de vegades s'observen, no obstant això, aquests poden ser explicats per la presència de companys propers UV *Ceti.
 
ZZA
ZZ variables de tipus *Cet de tipus espectral DÓNA (*DAV estels) que té solament línies d'absorció d'hidrogen en el seu espectre.
 
ZZB
ZZ variables de tipus *Cet de tipus espectral *DB (*DBV estels) amb línies d'absorció només heli en els seus espectres. També conegut com V777 *Herculis estels.
 
ZZO
ZZ variables de tipus *Cet de la DO tipus espectral (*DSV estels) que mostra les línies d'absorció *CIV en els seus espectres Diables i i. També conegut com *GW Virginis estels.
 
ZZLep
ZZ *Leporis estels: variables estels centrals de nebuloses planetàries. Aquests són estels calents (tipus espectral O) amb temperatures de menys de 50.000 K i amb ric en hidrogen, que mostren espectres de variacions en l'ordre d'hores i de dies. Els mecanismes més plausibles de la variabilitat són pulsacions o les variacions en la taxa de pèrdua de massa estel·lar, o tots dos. Referència: 2003*ASPC .. 292 .. 183H.
 
 
Tipus

ZZLep
ZZ Leporis estels: variables estels centrals de nebuloses planetàries. Aquests són estels calents (tipus espectral O) amb temperatures de menys de 50.000 K i amb ric en hidrogen, que mostren espectres de variacions en l'ordre d'hores i de dies. Els mecanismes més plausibles de la variabilitat són pulsacions o les variacions en la taxa de pèrdua de massa estel·lar, o tots dos. Referència: 2003*ASPC .. 292 .. 183H.
 
 
Tipus

LPV
Llarg període variables (estels del vermell) de tipus no especificat (tipus estudio).
 
CW-FO
Primer harmònic estels *CW en ROSTEIXES-3. Tots els estels inicialment classificats com a primers *pulsadores harmònics de la classe *CW en ROSTEIXES s'han trobat per ser un error, ja que aquest tipus d'estels no existeix.
 
CW-FU
Manera fonamental estels *CW en ROSTEIXES-3.
 
DCEP-FO
Primer Cefeides clàssiques Entonades (*DCEPS) en ROSTEIXES-3.
 
DCEP-FU
Manera Fonamental clàssica Cefeides (*DCEP) en ROSTEIXES-3.
 
DSCTr
δ *subtipo Scuti en ROSTEIXES-3. Ells mostren amplituds més grans, però la majoria d'ells són en realitat els binaris contacte amb el doble del període indicat al catàleg ROSTEIXES.
 
PULS
Prémer variables de tipus no especificat.
 
 
Els *subtipos

(B)
Això significa "batec" i es refereix a *pulsadores de manera doble dels tipus *BCEP (B), *TCDF (B), *HADS (B), *SXPHE (B), *DCEP (B), i *DCEPS (B).
 
 
4. ERUPTIVA

Tipus principals

SER
Tipus *GCVS per ser estels que mostren variabilitat però sense arravataments de llum (variables *GCAS). La majoria d'ells poden ser variables *LERI.
 
CPNB [i]
Compacte proto-planetari i les nebuloses planetàries B [i] Estels.
 
CTTS
Classical T Tauri. Tenen grans discos que es tradueixen en fortes línies d'emissió (*EW (Hα) ≥ 10A).
GCVS tipus *INT i TU.
 
DPV
Faci doble Variables periòdiques. Són *semi-adossat interacció binaris (amb un component de tipus B) amb discos òpticament gruixudes de tot el guanyador, que experimenten cicles regulars de pèrdua de massa en el mitjà interestel·lar, i es caracteritza per la variabilitat fotomètrica orbital (elipsoidal, *DPV / *ELL o eclipsant, DPV / I), en escales de temps d'uns dies i un cicle de llarga durada fotomètrica aproximadament 33 vegades el període orbital causada pel *circumbinario disc precesió.
 
DYPer
Estels d'hidrogen amb dèficit que mostren els successos d'esvaïment impredictibles però disminueix lenta i recuperacions més o menys simètriques en lloc de la ràpida disminució i lenta recuperació observada en *RCB estels. L'amplitud de la disminució és més petit que els de *RCB estels. *Espectroscópicamente que semblen ser normals estels de tipus C amb evidència de C13 en el seu espectre, mentre que una de les característiques definitòries de *RCB estels és la falta d'aquest isòtop de carboni. En el màxim que mostren un comportament semirregular amb períodes típics de SR estavelles i més llarga que les pulsacions es veuen en *RCB estels. També són 10 vegades més feble en mitjana.
Exemple: Per DY.
 
EXOR
Nomenat després EX*Lupi i conegut col·lectivament en la literatura com a portes *EXOR, aquests són estels *eruptivas T *Tauri que mostren avivats episodis de diverses magnituds en escales de temps de diversos mesos o uns pocs anys. L'etapa *EXOR sembla seguir la *Fuor un, més que ser una manifestació menys evident de la mateixa fase. Ells són menys lluminoses i presenten diferents espectres d'emissió de línia que els de *FUors (que estan dominades per les característiques d'absorció). També mostren esclats repetitius en lloc d'un gran un d'únic. També conegut com *Subfuors.
Exemples: EX*Lup, V1118, V1143 *Ori *Ori.
 
FSCMa
B [i] de tipus estavelles que exhibeixen molt més fortes línies d'emissió d'hidrogen que les observades en clàssica Sigues estels i també exhibeixen prohibit (sota excitació) línies de *FeII, [*FeII], [*NII], [*OI] i forts excessos ANAR, el qual són indicatius dels sobres de pols compactes. Tampoc són *rotadores ràpids com les estavelles Be. Són sistemes binaris més probable que en l'actualitat sofreixen o han sofert recentment una fase d'un intercanvi ràpid de masses, associat amb la formació de pols. Els secundaris són típicament 2-3 magnituds més febles que les seves primàries. Complexa estructura dels entorns *circunestelares vels significativament els estels subjacents i requereix recerca *Multitécnica. Es troben fora de les regions de formació d'estels i probablement estels de seqüència principal (no *supergigantes). Les seves corbes de llum mostren variacions irregulars a llarg termini amb els de llarg termini (anys) signifiquen canvis de magnitud inferior a 2 magnituds en V. La majoria dels estels d'aquest grup van ser considerats prèviament com a classificació B [i] Estels.
Exemples: *FS *CMA, V0743 Dl.
 
Fuor
Les variables del tipus *FU *Orionis, que es coneixen col·lectivament en la literatura com *FUors. Es caracteritza per un augment gradual dels principals únic en lluentor en aproximadament 4-6 *mag. després de la qual cosa mostren un espectre d'absorció complex molt semblat al d'un F o G-tipus estavella *supergigante, un component poderós *shortward desplaçada P *Cyg-com l'absorció en Hα i una línia de forta absorció Li I λ6707. Poden romandre constant en la màxima lluentor o disminució lentament per 1-2 *mag. diversos mesos després de la pujada inicial. Aquestes variables probablement marquen una de les etapes evolutives del tipus T *Tauri-estels com ho demostra una explosió d'un membre, V1057 *Cyg, però el seu declivi (2,5 *mag. En 11 anys) van començar immediatament després que es va aconseguir la màxima lluentor. Tots *FUors actualment coneguts són, juntament amb el que reflecteix nebuloses *cometario.
*GCVS tipus *FU.
 
GCAS
Variables *eruptivas irregulars del tipus *Cassiopeiae γ. Aquests giren ràpidament O9-A0 estels III-Veu amb sortida en massa de les seves zones equatorials. La formació d'anells equatorials o discos està acompanyat per una lluentor temporal (pol-en estels com ω *CMA) o la *decoloración (equador-en estels com *Pléyone). Amplituds de llum poden arribar a 1.5 *mag. en V.
 
Jo
Poc estudiat les variables irregulars amb característiques desconegudes de variacions de llum i tipus espectrals. Est és un grup molt heterogeni d'objectes. En general, s'aplica als objectes estel·lars joves (*YSO), si es van desenvolupar les gegantes vermelles se'ls dóna el tipus L.
 
Iowa
Poc estudiat les variables irregulars de tipus espectral primerenc (*OA).
 
IB
Poc estudiat les variables irregulars d'intermedi (*FG) a tipus espectral tardana (KM).
 
EN
Variables de *Orión. Irregulars, les variables *eruptivas relacionades amb nebuloses brillants o foscos o observades a les regions d'aquestes nebuloses. Alguns d'ells poden mostrar lleugeres variacions cícliques causades per la rotació axial. En el diagrama de l'espectre-Lluminositat, que es troben a la zona de la seqüència principal i *subgigantes. Ells són probablement els objectes petits que, durant el curs de l'evolució posterior, es convertiran en llum constant estels de la seqüència principal d'edat zero (*ZAMS). La gamma de variacions de lluentor pot arribar a diverses magnituds.
 
INA
Variables de *Orión de tipus espectrals primerencs (*BA o *ñ). Sovint es caracteritzen per ocasionals abruptes esvaïments *Algol similars.
Exemple: T *Ori.
 
INAT
Estels de tipus *INT amb esvaïments sobtats (tipus *INA).
 
INB
Variables de *Orión de tipus espectrals intermedis i finals, FM o Fe-Em (*BH *Cep, AH *Ori). De tipus F estavelles poden mostrar esvaïments *Algol-com a similars als de molts estels *INA; KM estavelles poden produir centelleigs de llum juntament amb les variacions irregulars.
 
INS
En els estels que mostren lleugeres variacions ràpides (fins a 1 *mag. En 1-10 dies).
 
INSA
ISA estavelles observades en la nebulositat.
 
INSB
ISB estels observats en la nebulositat.
 
INST
Estels *INT mostren lleugeres variacions ràpides.
 
INT
Variables de *Orión del tipus T *Tauri observen només en les nebuloses difuses. Els estels estan assignats a aquest tipus sobre la base dels següents (purament espectroscòpica) criteris: tipus espectrals es troben en el rang de Fe-Em. Els espectres de la majoria dels estels típics s'assembla a la de l'espectre de la *cromosfera solar. La característica específica del tipus és la presència de les línies d'emissió fluorescents Fe II 4046, 4132 Å (anormalment intensa en els espectres d'aquests estels), línies d'emissió [Si II] i [*OI], així com la línia d'absorció Li I λ6707. Conegut com *CTTS (*Classical estavelles T *Tauri).
 
IS
Variables irregulars ràpides que no tenen relació aparent amb les nebuloses difuses i que mostra els canvis de llum d'al voltant de 0,5 a 1,0 *mag. dins de diverses hores o dies.
 
ISA
Variables irregulars ràpides dels tipus espectrals primerenca, *BA o *Ae. *UX *Orionis (*ISA en el *GCVS) és el prototip d'un subgrup de *Herbig *Ae / Be estavelles coneix com *UXOR que mostren variacions irregulars amb una àmplia gamma d'amplituds d'amb prou feines detectable a més de 4 *mag. en V. variabilitat a gran amplitud es limita als estels amb tipus espectrals més trigar B8. Hi ha dos components principals: (1) les variacions irregulars en escales de temps de dies entorn d'un nivell mitjà de lluentor que els canvis en una escala de temps molt més llarg (generalment anys), de vegades de manera gairebé cíclica, i (2) els episodis ocasionals de profunditat mínims, que es produeixen a intervals irregulars, però amb major freqüència prop dels punts baixos dels cicles de lluentor.
Exemples: *UX *Ori, *CQ Tau, *BF *Ori.
 

ISB
Variables irregulars ràpides dels tipus espectrals intermedis i finals, FM i Fe-Em.
 
RCB
Les variables del tipus Corones Borealis R. Aquests són hidrogen-deficients, de carboni-i ric en heli, estels d'alta lluminositat pertanyents als tipus espectrals BPE-C, que són al mateix temps eruptiva i les variables pulsantes. Mostren esvaïments lents no periòdiques per 1-9 mag. en V que dura d'un mes o més de diversos centenars de dies. Aquests esdeveniments mostren una ràpida disminució i la recuperació lenta i se superposen sobre pulsacions cíclics amb amplituds de fins a diverses desenes de magnitud i períodes en l'interval de 30-100 dies. Aquests estels poden ser el resultat d'una fusió d'heli i una nana blanca de carboni o menys probable, el resultat d'una final Ell intermitencias en un estel post-AGB (Exemple: FG Sge). Alguns objectes post-AGB, especialment els estels de carboni mostren esvaïments, poden mostrar propietats RCB, però no comparteixen el mateix origen i que han estat classificades com DY per estels.
Exemples: R CRB RY Sgr.
 
SDOR
Les variables del tipus S Doradus. Aquests són eruptivas d'alta lluminositat estavelles, BPEC-FPEC mostrant irregular (de vegades cíclica) els canvis de llum amb amplituds en el rang d'1-7 mag. en V. Ells pertanyen a les més brillants estels blaus de les seves galàxies mare. Per regla general, aquests estels estan connectats amb nebuloses difuses i envoltat d'expansió de sobres.
Exemples: P Cyg, η Car. També conegut com LBV. La variabilitat SDOR es coneix en la literatura com un aspecte del fenomen de la LBV, que consisteix en pulsacions fotosféricas amb escales de temps de centenars de milers de dies i excursions a la part vermella del diagrama HR-quan l'estel és més brillant (fases SDOR). A més, també es mostren les micro-variacions, la variabilitat i les erupcions estocàstic.
 
TTS
T Tauri. Quan són ben conegudes les seves propietats, es classifiquen en dos subgrups: CTTS (Clàssica) i WTTS (Feble folrat).
GCVS tipus de TU i INT.
 
UV
Variables eruptivas de tipus UV Ceti, es tracta de K Veu-M Veu estels de vegades mostrant les erupcions amb amplituds de diverses desenes de magnitud de fins a 6 mag. en V. L'amplitud és considerablement major a la regió espectral ultraviolada. Llum màxima s'aconsegueix en diversos segons o desenes de segons després del començament d'una bengala; l'estel torna a la seva lluentor normal en diversos minuts o desenes de minuts.
 
UVN
Crema de les variables Orion de tipus espectrals Ke-Em. Aquests són fenomenológicamente gairebé idèntics a variables UV Ceti observats en el veïnatge solar. A més d'estar relacionada amb les nebuloses, que normalment es caracteritzen per ser de tipus espectral primerenc i una major lluminositat, amb un desenvolupament més lent de les erupcions (Exemple: V389 Ori). Ells són, possiblement, un subgrup específic de variables INB amb variacions irregulars superposades per les flamarades.
 
UXOR
UX estavelles Orionis, que es coneixen col·lectivament en la literatura com UXors. Subgrup d'objectes estel·lars joves que mostren variacions irregulars amb una àmplia gamma d'amplituds d'amb prou feines detectable a més de 4 mag en V. La majoria d'ells són Herbig Ae / Be estavelles, però hi ha algunes estavelles T Tauri amb tipus espectrals més tard també mostra la mateixa comportament. Variabilitat de gran amplitud es limita als estels amb tipus espectrals més trigar B8. Hi ha dos components principals: (1) les variacions irregulars en escales de temps de dies entorn d'un nivell mitjà de lluentor que els canvis en una escala de temps molt més llarg (generalment anys), de vegades de manera gairebé cíclica, i (2) els episodis ocasionals de profunditat mínims, que es produeixen a intervals irregulars, però amb major freqüència prop dels punts baixos dels cicles de lluentor. UXors mostren una major polarització quan la llum òptica de l'estel es torna més feble (presència de grumolls en la nostra línia de visió) i més vermell, mentre que en visual extrema minima hi ha una inversió del color. Actualment es barreja entre les classes ISA, INA o INSA en els GCVS.
Exemples: UX Ori, CQ Tau, BF Ori.
 
WR
Eruptivas variables de Wolf-Rayet. Estels amb característiques d'emissió àmplies d'He I i He II i C II-C IV, II O-O IV, III i N-N V. En elles es mostren els canvis de llum irregulars amb amplituds de fins a 0,1 mag. en V, que són probablement causats ​​per processos físics, en particular, pel flux de sortida de massa no estable de les seves atmosferes.
 
WTTS
Feble folrades estavelles T Tauri. AT estel Tauri que manca de fortes línies d'emissió en el seu espectre òptic (EW (Hα) <10 Å), i manca de tots dos forts vents estel·lars i un disc d'acreció circunestelar. També conegut com naked estavella T Tauri.
GCVS tipus INT i TU.
 
 
Tipus

YSO
Objecte estel·lar jove de tipus de variable no especificada. Pre-estavella de seqüència principal, probablement TTS.
 
ROT
Estels que no es classifiquen en una classe particular tacat. Tots els estels vist en la llista UNSW i les molt petites amplitud estavelles tacades oposats per Kepler s'inclouen aquí. A més, alguns estels que no s'ajusten als subtipos actuals a causa de les seves propietats físiques han estat classificats com a tals (nanes marrons i nanes blanques amb taques). Pot ser utilitzat com un subtipo quan una estavella T Tauri mostra la variabilitat de rotació (TTS / ROT, CTTS / ROT o WTTS / ROT).
 
 
Els subtipos

ROT
T Tauri mostren variabilitat periòdica a causa de les taques. Per als membres d'aquesta classe en la qual les característiques especials són ben conegudes, les classificacions subtipo de CTTS / ROT o WTTS / ROT es poden aplicar. Quan no es coneix amb precisió, s'utilitza el subtipo de TTS / ROT.
 
WR
Els sistemes binaris amb almenys un component de Wolf-Rayet.
 
(AA)
Quan s'afegeix el sufix a cap de les variables eruptivas de tipus YSO (prototip YY Orionis) indica la presència de components d'absorció en els costats redward de línies d'emissió, la qual cosa és un signe de la caiguda de material cap a la superfície dels estels.
 
 
5. Cataclísmiques

Tipus principals

AM
AM variables de tipus Herculis, sistemes binaris propers que consisteixen en un tipus nan DK-dm i un nan blanc magnètica superstrong primària, en la qual el camp magnètic de la primària no només prevé la formació d'un disc d'acreció sinó també sincronitza la rotació de la primària amb el seu període orbital. Es caracteritzen per la polarització lineal i circular de llum variable. El rang total de variacions de llum pot arribar a 5.4 mag. en V. També conegut com a polars.
 
DQ
DQ Herculis tipus. Variables cataclísmicas magnètiques amb una nana vermella secundària i una nana blanca component primari que genera un camp magnètic més feble que el camp associat amb AM Herculis estels i això no és prou fort com per sincronitzar l'òrbita de la nana blanca que gira amb el període orbital del sistema . També conegut com a polars intermedis (IP).
 
IBWD
Interactuar nanes blanques binàries. Tancar sistemes binaris amb períodes ultracortos (5-70 minuts). També conegut com a AM estavelles de tipus CVn o novas nanes Helium perquè manquen de línies d'hidrogen en els seus espectres.
 
N
Les novas. Sistemes binaris tancats amb períodes orbitals 0,05 a 230 dies. Un dels components d'aquests sistemes és una estavella nana calenta que de sobte, durant un interval de temps d'una a diverses dotzenes o diversos centenars de dies augmenta la seva lluentor per 7-19 mag. en V, després torna gradualment a la seva antiga lluentor durant diversos mesos, anys o dècades. Petits canvis en el mínim de llum poden estar presents. Components frescos poden ser gegants, subgigantes, o nanes de tipus KM. Els espectres de novas gairebé al màxim la llum semblen espectres d'absorció AF d'estels lluminosos al principi. A continuació, les línies generals d'emissió (bandes) d'hidrogen, heli, i altres elements amb components d'absorció que indiquen la presència d'un sobre en ràpida expansió apareixen en l'espectre. A mesura que la llum disminueix, l'espectre compost comença a mostrar les línies prohibides característiques dels espectres de les nebuloses de gas excitat per estels calents. A la llum mínim, l'espectre de les novas són generalment contínua o s'assemblen als espectres dels estels Wolf-Rayet. Només els espectres dels sistemes més grans mostren traces de components frescos. Algunes novas revelen pulsacions de components calents amb períodes d'aproximadament 100 s. i amplituds d'aproximadament 0,05 mag. en V després d'una explosió. Algunes novas finalment resulten ser sistemes eclipsant. D'acord a les característiques de les seves variacions de llum, les novas se subdivideixen en categories,, ràpids (NA) lent (NB) molt lentes (NC), i recurrent (NR).
 
N
Les novas.Sistemes binaris tancats períodes orbitals 0,05 a 230 dies. Un dels components d'aquests sistemes és una estavella nana calenta que de sobte, durant un interval de temps d'una a diverses dotzenes o diversos centenars de dies augmenta la seva lluentor per 7-19 mag. en V, després torna gradualment a la seva antiga lluentor durant diversos mesos, anys o dècades. Petits canvis en el mínim de llum poden estar presents. Components frescos poden ser gegants, subgigantes, o nanes de tipus KM. Els espectres de novas gairebé al màxim la llum semblen espectres d'absorció AF d'estels lluminosos al principi. A continuació, les línies generals d'emissió (bandes) d'hidrogen, heli, i altres elements amb components d'absorció que indiquen la presència d'un sobre en ràpida expansió apareixen en l'espectre. A mesura que la llum disminueix, l'espectre compost comença a mostrar les línies prohibides característiques dels espectres de les nebuloses de gas excitat per estels calents. A la llum mínim, l'espectre de les novas són generalment contínua o s'assemblen als espectres dels estels Wolf-Rayet. Només els espectres dels sistemes més grans mostren traces de components frescos. Algunes novas revelen pulsacions de components calents amb períodes d'aproximadament 100 s. i amplituds d'aproximadament 0,05 mag. en V després d'una explosió. Algunes novas finalment resulten ser sistemes eclipsant. D'acord a les característiques de les seves variacions de llum, les novas se subdivideixen en categories,, ràpids (NA) lent (NB) molt lentes (NC), i recurrent (NR).
 
NA
Novas ràpida visualització de la llum augmenta ràpidament i, a continuació, després d'haver aconseguit el màxim de llum, la decoloración per 3 mag. en 100 dies o menys.
Exemple: GK Per.
 
NB
Novas lentes que s'esvaeixen després de la llum màxima entre 3 mag. en ≥ 150 dies. Aquí la presència de la coneguda "immersió" en les corbes de llum de novas similar a T Aur i DQ La seva no es té en compte: La taxa d'esvaïment s'estima sobre la base d'una corba suau, les seves parts abans i després de la "submergir" ser una continuació directa dels altres.
Exemple: RR Pic.
 
NC
Novae amb un desenvolupament molt lent i roman en el màxim de llum durant més d'una dècada, i després desapareixent molt lentament. Abans que un arravatament aquests objectes poden mostrar de període llarg llum canvia amb amplituds de 2.1 mag. en V; refredar els components d'aquests sistemes són, probablement, els gegants o supergigantes, de vegades les variables semi-regulars, i fins i tot variables de Mira. Esclato amplituds pot arribar a 10 mag. High espectres d'emissió d'excitació semblen a les de les nebuloses planetàries, Wolf-Rayet, i les variables simbiòtiques (se'ls crida "simbiòtica novas"). La possibilitat que aquests objectes són nebuloses planetàries en el procés de formació no s'exclou.
Exemple: RR Tel.
 
NL
Nova-com els estels. Les variables cataclísmicas, on la taxa de transferència de massa està per sobre d'un cert límit i els seus discos d'acreció són estables perquè són gairebé totalment ionitzat al seu exterior (cort de corrent) límit i aquesta condició suprimeix nanes nova arravataments. També conegut com UX (UX Ursae Majoris estels).
 
NL / V
Nova-com a variable del tipus Sagittae V. Els sistemes d'alta lluminositat a prop binaris amb una velocitat de transferència de massa constant. Es mostren les espècies d'alta ionització com O VI i NV, l'emissió d'He II λ4686 és més forta que el doble de la força d'Hβ. Els períodes orbitals variar de 5 a 12 hores, i la corba de llum orbital poden tenir formes de qualsevol d'eclipsi doble o d'ona sinusoïdal.
Exemples: V SGE, WX Cen.
 
NL / VY
Novas contra el nan. VY estels Sculptoris. Són sistemes binaris catastròfics amb una nana blanca calenta (35,000-65,000 K) i lluminós que en ocasions sofreix esvaïments de més d'1 magnitud (fins a diverses magnituds), a causa d'una baixa taxa de transferència de massa. Aquests períodes poden durar de dies a anys. En el màxim varien fins a 1 magnitud. Ells no mostren esclats, encara que com a mínim cauen a la franja inestabilitat novas nanes. Això podria ser causat per la naturalesa magnètica possible de la nana blanca.
Exemples: VY SCL, MV Lyr.
 
NR
Novas recurrents, que difereixen de les novas típica pel fet que s'han observat dos o més arrencades (en lloc d'un solament) separades per 10-80 anys.
Exemples: T CRB T Portaviático.
 
SN
Les supernoves. Els estels que augment, com a resultat d'una explosió final, les seves lluentors per mag 20 i més, llavors s'esvaeixen lentament. L'espectre es caracteritza per la presència de bandes d'emissió molt amplis, les seves amplàries són diverses vegades majors que les de les bandes brillants observats en els espectres de novas. Les velocitats d'expansió de sobres SN estan en els milers de km / s. D'acord amb la forma de la corba de llum i les característiques espectrals, les supernoves se subdivideixen en els tipus I i II.
Exemples: B Cas, CM Tau.
 
SN I
El tipus I supernoves. Les línies d'absorció de Ca II, Si, etc, però no hi ha línies d'hidrogen estan presents en els espectres. El sobre d'expansió gairebé manca d'hidrogen. Durant 20-30 dies següents màxim de llum, la lluentor es redueix en aproximadament un 0,1 mag per dia, llavors la taxa de decoloración disminueix i aconsegueix un valor constant de 0.014/day.
 
SN Ia
CO nana blanca acreció de matèria (o la fusió amb) un company fins que s'aconsegueix el límit de Chandrasekhar. No hidrogen. El silici i ferro línies. Mv -19.3. Detonació, sense romanent.
 
SN Iax
CO blanc nan matèria acreció d'un estel degenerat El que perd el seu embolcall d'hidrogen externa. Mv -14.2/-18.9. El nan blanc és probable que no destrueix (deflagració parcial). Prototip: SN 2002cx
 
SN Ib
Progenitor de massa intermedia WN . Ell línies. "Stripped supernoves de col·lapse de nucli".
 
SN Ic
WC o WO progenitors. No H i He. O, Mg i Ca línies. Mv -18/-20. "Stripped supernoves de col·lapse de nucli".
 
SN II
Supernoves de tipus II. Línies d'hidrogen i altres elements són evidents en els seus espectres. El sobre expansió es compon principalment d'H i He. Les corbes de llum mostren una major diversitat que els de tipus I supernoves. En general, després de 40 a 100 dies des del màxim de llum, la velocitat d'esvaïment és 0.1 mag per dia.
 
SN IIa
CO nana blanca amb un 6-7 masses solars de la seqüència principal acompanyant. Mescla de SN Ia i SN del IIN. SN Ia envoltat per la matèria circunestelar (H) despullat de la companyia. Mv -20/-21.
 
SN IIb
Intermedi progenitor WN massiva? Binària massiva? Ràpida disminució de la corba de llum. Spectra evolucionar a partir de les línies H fortes a fortes Ell línies (Mescla d'II i subclasses Ib). Les capes exteriors despullats per company?
 
SN IId
SN II-L supernoves amb doble perfilis P-Cygni que indiquen l'ocurrència de forts episodis de vent poc abans de l'explosió. El aplanamiento de la corba de llum en les etapes posteriors, a causa de la interacció entre el material expulsat i el material circum.
 
SN II-L
Intermedi massa progenitora WN tarda. Ràpid i lineal descens en la seva corba de llum. Fort que les línies. H sobre <2 SM. Mv -18.
 
SN EEn
Progenitors LBV. Fort H-línies estretes indicatius de pèrdua de massa abundant. Mv -17/-20.
 
SN II-P
Baixa massa vermelles supergigantes progenitors. Corbes de llum òptiques Plateau ampliades. H sobre 10 SM. Mv -16/-18.
 
SN-pec
Quan una supernova similar a un dels tipus, però mostra diferents característiques (per exemple, sota-lluminositat) el sufix-PAC s'afegeix al tipus. (SN Ib-pec)
 
UG
Estels variables de tipus O Geminorum, sovint anomenats novas nanes. Són sistemes binaris tancats formats per una nana o estavella KM subgigante que omple el volum del seu lòbul de Roche interior i una nana blanca envoltada per un disc d'acreció. Períodes orbitals estan en el rang des de 0,05 fins a 0,5 dies. En general, només petita, en alguns casos s'observen fluctuacions ràpides, la llum, però de tant en tant la lluentor d'un sistema augmenta ràpidament per diverses magnituds i, després d'un interval de des de diversos dies a un mes o més, torna a l'estat original. Els intervals entre dues arrencades consecutives per a un estel donat pot variar en gran manera, però cada estel es caracteritza per un cert valor mitjà d'aquests intervals, és a dir, un cicle de mitjana que correspon a l'amplitud de la llum mitjana. El més llarg és el cicle, major serà l'amplitud. Aquests sistemes són amb freqüència fonts d'emissió de rajos-X. L'espectre d'un sistema mínim és contínua, amb ampli H i ell les línies d'emissió. En el màxim aquestes línies gairebé desapareixen o es tornen línies d'absorció superficial. Alguns d'aquests sistemes estan eclipsant, possiblement el que indica que el mínim primària és causada per l'eclipsi d'un punt calent que s'origina en el disc d'acreció de la acrecion d'un corrent gasós de l'estavella KM. D'acord a les característiques dels canvis de llum, O variables del IPG es poden subdividir en tres tipus: SS Cyg-tipus (UGSS), EL SEU UMa tipus (UGSU) i Z Cam-type (UGZ).
 
Uger
ER Ursae Majoris tipus subclasse de UGSU novas nanes. Aquests estels solen passar un terç del seu temps en la super-explosió amb una super-cicle de 20 a 50 dies. Fora de súper explosió en general empaquen en una ràpida successió d'explosions normals. Les amplituds són més petites (al voltant de 3 mag.) Que en una altra novas nanes a causa d'una taxa de transferència de massa més alta.
 

UGSS
SS Cygni les variables de tipus. Ells augmenten la seva lluentor per 2-6 mag. en V en 1-2 dies i en diversos dies posteriors tornar a les seves lluentors originals. Els valors del cicle estan en l'interval de 10 dies a diversos milers.
Exemples: SS Cyg, O Gem.
 
UGSU
EL SEU Ursae Majoris variables de tipus. Aquests es caracteritzen per la presència de dos tipus d'esclats anomenats "normal" i "super-esclats". Normal, esclats curts són similars a les dels estels UGSS, mentre súper erupcions són més brillants per 2 mag., Són més de cinc vegades més temps (més ampli), i es produeixen diverses vegades amb menys freqüència. Durant súper-esclats les corbes de llum mostren oscil·lacions periòdiques superposades (super-geps), els seus períodes d'estar prop dels orbitals i amplituds són aproximadament 0.2-0.3 mag. en els períodes orbitals V. són més curts de 0,1 dies; companys són de tipus espectral dm.
 
UGWZ
WZ Sagittae Tipus de subclasse de UGSU novas nanes en el qual l'interval entre els súper-esclats és inusualment llarg (que es deu a una molt baixa taxa de transferència de massa), mesurat en dècades, mentre que arrencades normals són pocs i distants entre si. Mostren re-lluentors. Períodes orbitals van des de 0,05 fins a 0,08 d.
 
UGZ
Z Camelopardalis estels de tipus. Aquests també mostren esclats cíclics, que difereixen de les variables UGSS pel fet que de vegades després d'un esclat que no tornen a la brillo original, però durant diversos cicles conserven una magnitud entre el màxim i el mínim. Els valors dels cicles són de 10 a 40 dies, mentre que les amplituds de llum són del 2 al 5 mag. en V.
 
V838MON
Transitoris vermells Lluminosos del tipus V838 Monocerotis que es converteixen en més vermell en arravatament i es creu que són el resultat de la fusió d'una binària de contacte. Després de l'explosió ells s'oculten en un disc de pols. Les amplituds són 9-13 mag.
Exemples: V838 Mon, V1309 Sco, V4332 Sgr.
 
ZAND
Les variables simbiòtiques del tipus Z Andromedae. Són binàries properes que consisteixen en un estel calent, un estel de tipus tardà, i un sobre estès excitat per la radiació de l'estel calent. La lluentor combinada mostra les variacions irregulars amb amplituds de fins a 4 mag. en V. Un grup molt heterogeni d'objectes.
 
 
Tipus
CV
Variables cataclísmicas de tipus no especificat.
 
 
Els subtipos

IBWD
Interactuar nanes blanques binàries. Tancar sistemes binaris amb períodes ultracortos (5-70 minuts). També conegut com a AM estavelles de tipus CVn o novas nanes Helium perquè manquen de línies d'hidrogen en els seus espectres.
 
V
V Sge subtipo de les variables nova similars. Els sistemes d'alta lluminositat a prop binaris amb una velocitat de transferència de massa constant. Es mostren les espècies d'alta ionització com O VI i NV, l'emissió d'He II λ4686 és més forta que el doble de la força d'Hβ. Els períodes orbitals variar de 5 a 12 hores, i la corba de llum orbital poden tenir formes de qualsevol d'eclipsi doble o d'ona sinusoïdal.
Exemples: V SGE, WX Cen.
 
VY
VY Scl subtipo de les variables nova similars. Són sistemes binaris catastròfics amb una nana blanca calenta (35,000-65,000 K) i lluminós que en ocasions sofreix esvaïments de més d'1 magnitud (fins a diverses magnituds), a causa d'una baixa taxa de transferència de massa. Aquests períodes poden durar de dies a anys. En el màxim varien fins a 1 magnitud. Ells no mostren esclats, encara que com a mínim cauen a la franja inestabilitat novas nanes. Això podria ser causat per la naturalesa magnètica possible de la nana blanca.
Exemples: VY SCL, MV Lyr.
 
 
6. X-RAY

Tipus principals

CBSS
Font supersoft Primer binari. Es creu que els rajos X súper suau per ser produït per la fusió nuclear estable en la superfície d'una nana blanca de material extreta d'una companya binària. Períodes orbitals van des de 0,15 fins a 1,35 d.
 
HMXB
Missa Major de rajos X binaris. Els sistemes amb un estel massiu (en general un O o B, estel, un estel Ser o una supergigante blava) i un objecte compacte (generalment un estel de neutrons, un forat negre o una nana blanca). Una fracció del vent estel·lar de l'estel normal és capturat per l'objecte compacte i produeix rajos X a mesura que cau sobre ell o sobre un disc d'acreció que està ho envolta. En binàries de rajos X, els subtipos indiquen què tipus de comportament de les pantalles binaris, tals com a explosions de rajos X (XB), grans esclats d'amplitud també en el visual (XN), l'efecte de la reflexió (XR) o també pot informar sobre l'objecte de naturalesa, per exemple: si l'objecte compacte és un púlsar (XP). Consulti la llista de subtipos d'a baix.
 
LMXB
Massa baixa de rajos X binaris. Els sistemes on un dels components és ja sigui un forat negre o un estel de neutrons. L'altre, el donant, component en general omple el seu lòbul de Roche, per la qual cosa transfereix la massa de l'objecte compacte. El donant pot ser un nan normal, una nana blanca o un estel evolucionat (gegant vermella). Els rajos X són emesos com la massa cau sobre l'objecte compacte o en un disc d'acreció que s'envolta. L'emissió de rajos X és incident sobre l'atmosfera de la companya més fresc de l'objecte compacte i es torna a irradiar en forma de radiació d'alta temperatura òptica (efecte de reflexió), fent així que l'àrea de la superfície del company d'un enfriador de tipus espectral anterior. Aquests efectes condueixen a un caràcter bastant complex peculiar de la variabilitat òptica en tals sistemes. En binàries de rajos X, els subtipos indiquen què tipus de comportament de les pantalles binaris, tals com a explosions de rajos X (XB), grans esclats d'amplitud també en el visual (XN), l'efecte de la reflexió (XR) o també pot informar sobre l'objecte de naturalesa, per exemple: si l'objecte compacte és un púlsar (XP). Consulti la llista de subtipos d'a baix.
 
X
Les fonts d'emissió de rajos X forts, variable que no pertanyen o no s'atribueixen a cap altre tipus d'estels variables. La majoria de les variables de tipus X resulten ser HMXB, LMXB, AM o sistemes binaris de tipus DQ. Els subtipos dels sistemes de LMXB HMXB i s'enumeren en la secció de subtipos.
 
 
Els subtipos

XB
Esclats de rajos-X. Tancar sistemes binaris que mostren de rajos X i ràfegues òptiques, sent la seva durada de diversos segons a deu minuts, amb amplituds d'al voltant de 0,1 mag. en V.
Exemples: V801, V926 Sco Llaura.
 
XN
Sistemes de rajos X, que en ocasions augmenten ràpidament en lluentor per 1-9 mag. en V simultàniament amb la gamma de rajos-X.
 
XP
Sistemes de púlsar de rajos-X. El component principal és en general un supergigante de tipus primerenc elipsoidal. L'efecte de la reflexió és molt petita i la variabilitat de la llum és causada principalment per la rotació de la component primària elipsoidal. Els períodes dels canvis de llum són entre 1 i 10 dies; el període del prémer en el sistema és d'1 s. a 100 min. Amplituds de llum en general no superen diverses desenes de magnitud. Exemple: GP Vel (Vés-la X-1).
 
XPR
Sistemes de rajos X púlsar (XP) que ofereixen la presència de l'efecte de la reflexió. La llum mitjana del sistema és més brillant quan el component primari és irradiada pels rajos X, sinó que és més feble durant un estat baix de la font de rajos X. L'amplitud total de la llum pot arribar a 2-3 mag. en V.
Exemple: HZ Ella.
 
XBR
Esclats de rajos-X (XB) amb la presència de l'efecte de la reflexió.
Exemple: V801 Llaura.
 
 
7. ALTRES OBJECTES

Tipus principals

AGN
Nuclis galàctics actius. Objectes extragalácticos òpticament variable només van incloure per raons històriques o campanyes d'observació.
GCVS tipus GAL.
 
BLLAC
Objectes de tipus BL Lacertae extragalácticos. Són compactes objectes cuasi-estel·lars que mostren espectres gairebé contínua amb una feble emissió i línies d'absorció i els canvis de llum irregulars relativament ràpids amb amplituds de fins a 3 mag. en V o més. Les fonts de radiació i ones de ràdio fortes de rajos X, la seva emissió mostra forta i polarització lineal variable a les regions de l'espectre visible i infraroig.
 
QSO
Fuentes extragalácticas cuasi-estel·lars òpticament variable (quasars) que abans estaven erròniament considerats com a estels variables.
 
Microlens
Microlensing esdeveniment. Symmetric lluentor d'un estel causat per la presència d'una influència gravitatòria separada intervenir en la línia de visió. Pot durar des de segons fins a anys. Fenòmens de microlente, que són un tipus de variables extrínseques que, com a supernoves, són una vegada en un esdeveniment de tota la vida, i l'estel no s'observa com una variable més.
Exemple: GSC 03.656-01.328.
 
Únics estels variables fos del rang de les classificacions. Aquests representen probablement sigui etapes curtes de transició d'un tipus a un altre, o la variabilitat de les etapes evolutives més primerenques i l'última d'aquest tipus, o que s'estudien suficientment els membres dels futurs nous tipus de variables.
 
CST
Estels no variables (constant), anteriorment se sospita que sigui variable i es va apressar designat. Observacions posteriors no han confirmat la seva variabilitat.
 
S
Sense estudiar estels variables amb canvis ràpids de llum.
 
VBD
Les nanes marrons variables.
 
 
Tipus
APER
S'utilitza als catàlegs OGLE d'estels que mostren lleugeres variacions no periòdiques.

 
MISC
Diversos estels variables. En general, les variables de color vermell (L, SR) o altres tipus d'estels irregulars I, BE) que no poden ser classificats més específicament per l'anàlisi automàtica realitzada per les enquestes.
 
no cv
Els estels que van ser classificats una vegada com a CV però després es van trobar a ser constant o pertànyer a altres tipus d'estels o objectes variables. S'utilitza en Downes Catàleg i Atles de les variables cataclísmicas.
 
NSIN
Designació dels catàlegs OGLE d'estels amb corbes de llum estrictament periòdiques, que són, evidentment, no sinusoïdal.
 
PER
Variable de Periòdica de tipus no especificat. S'utilitza als catàlegs OGLE per als estels amb una periodicitat dominant, però que mostra també els canvis d'amplitud i / o fase o els canvis periòdics superposats sobre la variabilitat en una escala de gebre ja. La majoria de les variables semi-regulars entren en aquesta categoria.
 
SENSE
Designació dels catàlegs OGLE d'estels amb corbes de llum sinusoïdals que mostren l'evidència d'una sola freqüència. Aquesta categoria pot incloure variables tals com el micro-periòdica SPB, ACV, GDOR, també alguns de ELL (amb la meitat del període orbital) i chromospherically estels actius, etc
 
Transitori
Font transitòria ultraviolada. Utilitzat en el GALEX Catàleg Variabilitat ultraviolada.
 
VAR
Estel variable de tipus no especificat. S'utilitza per als sospitosos de les variables que manquen d'estudis més profunds.