Alguns tipus d'estels Variables

                 Encara que existeixen multitud de tipus d'estels variables, em limitaré a recollir els tipus mes coneguts pels afeccionats, per tractar-se de les mes freqüents i observades.

Variables pulsants

Els estels pulsants, es caracteritzen per expandir i contreure les seves capes superficials de forma periòdica . Aquest tipus de pulsacions, pot ser radial (mantenint la esfericitad) i no radial (deformacions que li fan apartar-se de la esfericitad) .
Subtipos mes Freqüents :

Cefeidas

     Els estels cefeidas són variables amb pulsacions radials d'alta lluminositat (classes Ib-II) els seus períodes oscil·len entre 1 i 135 dies amb amplituds que abasten des de solament algunes centenes fins a unes 2 mag (les amplituds són majors en la banda B que en V). Els tipus espectrals també oscil·len sent de tipus F en el maxim i de tipus G-K en el minim, a mes el tipus espectral és més avançat com més llarg és el període. La corba de velocitat radial és pràcticament un reflex de la corba de llum, corresponent-se el màxim d'expansió de les capes superficials amb el màxim de lluentor. 

RR Lirae

     Els estels variables de tipus RR Lyrae, cridades així perquè el prototip és RR de la Lyra, són estels de tipus espectral A a el F que tenen canvis en la seva ràdio (pulsacions radials) amb períodes de 0,2 a 1,2 dies i amplituds (canvis de lluentor) de 0,2 a 2 magnituds.
Són astres intrínsecament bastant brillants: la seva magnitud absoluta és propera a 0,50 (compari's amb la del Sol que és igual a la 4,81).
Tradicionalment es denomina també a les RR Lyrae cefeidas de curt període o "variables de cúmul", per aparèixer en gran quantitat en qualsevol cúmul globular.
La majoria d'aquests estels pertanyen a la component esfèrica de la Galàxia, encara que també estan presents (en ocasions més d'un centenar) en certs cúmuls globulars: no obstant això en uns altres, com en M13 amb prou feines si s'arriben a explicar una desena sense que se sàpiga quin és el motiu.
Les variables de tipus RR Lyrae s'utilitzen com a indicadors de distàncies: atès que tots els estels d'aquest pertanyents a un cúmul globular estan situades en la branca horitzontal del diagrama H-R es creu que totes elles tenen la mateixa magnitud absoluta, d'on coneixent la seva magnitud aparent pot deduir-se la seva distància fins al Sol.

Delta Scuty

    Els estels variables Delta *Scuti o *cefeidas nanes són un tipus de de estels variables que mostren variacions en la seva lluminositat degudes a pulsacions radials i no-radials de la seva superfície. Les fluctuacions típiques de lluentor són de 0,003 a 0,9 magnituds en la banda V en períodes d'unes poques hores, encara que l'amplitud i el període de les fluctuacions pot variar molt. Es poden considerar *cefeidas de baixa massa, però a diferència d'aquestes tenen múltiples períodes de pulsació superposats, la qual cosa dóna com resultat una corba de llum complexa. Són estels de Població I de la seqüència principal, *subgigantes o gegants, de tipus espectral A0 a F6.

Variables explosives o cataclísmiques 

Són aquelles que mostren explosions causades per reaccions termonuclears. 
Subtipos mes Freqüents :

Nova:

 Quan en l'explosió aquesta involucrada solament les capes superficials

Supernova:

Quan en l'explosió estan involucrades les capes mes profundes parlem d'una explosió de Supernova.

Variables eclipsants

 
Es tracta en realitat de sistemes múltiples formats per dos o mes estels que orbitan sobre el seu centre de masses comuna . Si es donen les circumstàncies adequades de manera que el seu plànol orbital coincideixi amb l'angle de visió adequat des de la terra, podrem observar múltiples eclipsis i ocultacions , que podran ser totals o parcials depenent de la grandària dels estels i de l'angle de la *orbita respecte a l'angle de visió. Per tant no són veritables variables i les variacions de lluentor són fruit del moviment orbital i els seus respectius *ocultamientos i eclipsis. 
Subtipos mes Freqüents :

EA:

Són les variables eclipsants de tipus ß Per, denominades també algólides. Es tracta de binàries eclipsants amb components esfèriques o lleugerament el·líptiques. La seva corba de llum sol tenir una part plana que permet indentificar l'inici i el final dels eclipsis amb summa facilitat . Entri eclipsis, la lluentor roman gairebé constant o únicament varia lleugerament com a conseqüència d'efectes de reflexió, d'una lleugera elipticidad de les components o variacions físiques. El mínim secundari pot ser molt poc profund o fins i tot no ser visible. Els períodes se situen dins d'una forqueta molt àmplia, de 0,2 a 10.000 dies i més; les amplituds de variació són així mateix molt variades, podent arribar a ser de diverses magnituds. 

EB:

Són variables eclipsants del tipus ß Lyrae, sistemes les components dels quals són el·líptiques i que les seves corbes de llum no permeten precisar els instants d'inici i final dels eclipsis com a conseqüència d'una variació contínua de la lluentor aparent combinat del sistema entri eclipsis. El mínim secundari s'observa en tots els casos, sent la seva profunditat per regla general, netament inferior a la del mínim primari. El criteri que s'empra en el GCVS per diferenciar les EB de les EW és que en les primeres generalment els eclipsis primari i secundari són de diferent profunditat i posseeixen períodes superiors a 1 dia, la qual cosa no és cert en tots els casos. L'habitual és que les components siguin de tipus espectral poc avançat (B o A, encara que no són rares la F i fins i tot poden ser de tipus M). L'amplitud de les variacions són en general inferiors a 2 mag. Les formes arrodonides de les seves corbes de llum se suposa són degudes al fet que una o ambdues components tenen formes marcadament *elipsoidales.

EW:

Les variables eclipsants de tipus W Ursae Majoris són binàries eclipsants amb períodes inferiors a 1 dia. Consisteixen en components elipsoidals en contacte originant corbes de llum en les quals és impossible especificar els instants d'inici i final dels eclipsis. Les profunditats dels mínims primari i secundari són iguals o gairebé iguals. Les amplituds lluminoses són en general inferiors a 0,8 mag. Els estels que formen aquests sistemes normalment pertanyen als tipus espectrals F i G, o més avançats de la seqüència principal. 

ELL

Si de per si ja és difícil la classificació taxonómica de les corbes de llum de les eclipsants, a mesura que es va estenent l'ús de les càmeres CCD per a la fotometria de variables, cada vegada es van descobrint més eclipsants de molt baixa amplitud de variació. Es tracta de sistemes binaris propers o "tancats" (closed) que tenen eclipsis marginals o ni tan sols això, sinó que les variacions de llum són degudes exclusivament al "efecte de reflexió" dels estels o a variacions en mostrar-nos major o menor àrea de la seva superfície (estels amb forma d'el·lipsoide).
Aquestes binàries de baixa amplitud, atenent al seu aspecte, les hi sol catalogar com ELL (*elipsoidales) o com EB. Curiosament és molt rar que les hi arribi a catalogar com EW, encara que en realitat deu haver-hi tantes o més que les de tipus EB (és infreqüent trobar EW que variïn menys de 0,2 magnituds). En aquests casos, un criteri a seguir és el tipus de lluminositat i el període. Si els estels pertanyen a la seqüència principal es cataloguen com EW i si són subgegants i gegants, o bé el període és superior a 0,8-0,9 dies, com a EB. Però no només existeix aquesta ambigüitat a l'hora de determinar si una eclipsant tancada marginal és una EB o una EW, sinó que també es confonen amb les elipsoidals. Segons Hall (1996), encara que el GCVS considera elipsoidals aquelles binàries en què la variació de llum no excedeix 0,1 magnituds, en realitat una *elipsoidal pot arribar a variar fins a 0,4 magnituds. I afegeix que "irònicament, algunes binàries classificades com a EB realment ni tan sols arriben a ser *eclipsantes..." 

Nota , bona part de la informació ha estat obtinguda o consultada en la web d'estels variables del GEA