Questo tipo di variabilità si ha con stelle doppie. Per semplicità possiamo considerare una stella centrale alla quale orbita attorno un'altra stella. Questa è una drastica approssimazione ma ci permette meglio di capire il fenomeno fisico. Se l'inclinazione del piano orbitale di una stella doppia è intorno ai 90°, cioè se il piano di rivoluzione è inclinato nello spazio in modo da coincidere o quasi con la direzione di osservazione, allora le due stelle si eclissano reciprocamente nel corso di un periodo. Il fenomeno è facilmente capibile se pensiamo alle eclissi di Luna e di Sole. Sfortunatamente quasi mai troviamo delle variabili ad eclisse con un piano ottimale, in genere il loro piano varia dai 60° ai 70°. Le stelle variabili a eclisse si dividono ulteriormente in tre categorie.

• Stelle tipo Algol. Queste stelle prendono il nome dalla stella prototipo â Persei detta appunto Algol. Entrambe le componenti hanno forma sferica ed il periodo è compreso in un intervallo molto ampio e i periodi maggiormente osservati sono di 2 o 3 giorni e da 5 a 8 giorni.
• Stelle del tipo b Lyrae. Le due componenti sono di orma elissoidica, di dimensioni differenti e il periodo è superiore ad un giorno.
• Stelle del tipo W Ursae maioris. Le due componenti hanno circa uguali dimensioni, sono elissoidiche e il periodo è generalmente inferiore ad un giorno.

Le stelle dei primi due tipi presentano curve di luce nelle quali si osserva anche un minimo secondario oltre ad un profondo minimo di luminosità. Si osserva un massimo di luminosità quando le due componenti si trovano l'una accanto all'altra, un minimo quando la stella più luminosa è occultata da quella meno luminosa ed un minimo meno profondo quando la stella più luminosa occulta quella meno luminosa. Le stelle di tipo W Ursae maioris presentano dei minimi principali e dei minimi secondari all'incirca la stessa magnitudine. Come per l'eclissi di Sole l'occultamento può essere totale, parziale ed anulare, quale avvenga in realtà non può essere dedotto per via osservativi ma solo analizzandone la curva di luce: nelle eclissi parziali i minimi sono abbastanza acuti, mentre in quelle anulari e totali invece sono relativamente piatti. Circa il 90% delle variabili ad eclisse a periodo inferiore ai dieci giorni, ma esistono esempi di periodi estremamente lunghi, come ad esempio i 9883 giorni di e Aurigae, e di periodi brevissimi. Si conoscono quattro stelle con periodo inferiore ai 0.2 giorni; i periodi più brevi sono quelli di G 61-29 (46 min), di WZ Sagittae (88 min) e di AM Canum Venaticorum (17 min 36 s).

Un famoso esempio di stella variabile ad eclisse è x Aurigae, che è composta da una supergigante di tipo spettrale K5, del diametro di 410 milioni di km (293 volte il diametro del Sole), attorno alla quale ruota in 972 giorni una stella di tipo B8, con un diametro inferiore di 30 volte. La distanza tra le due componenti al periastro è di 4.1 UA mentre all'apoastro è di 9.7 UA. La massa della componente principale è 32 volte la massa solare, ma la sua densità a causa del suo enorme volume è tuttavia un milionesimo della densità media solare. Gli strati superficiali della stella sono così "trasparenti" che all'inizio e alla fine dell'eclisse lasciano passare la luce emessa dalla componente più luminosa. Questa fase dura 32 ore e in tale periodo nello spettro della stella B8 si scorgono le righe di assorbimento generate dall'atmosfera della K5 e dunque in tal modo è possibile esplorare strato per strato l'atmosfera della supergigante.

Le componenti di alcune stelle doppie sono così vicine che è possibile che avvenga uno scambio di materia tra i due astri (sistemi a contatto e sistemi semi-separati) e tale fatto è estremamente importante per le successiva evoluzione delle due stelle.

Le stelle variabili ad eclissi non sono delle vere variabili in quanto la variazione di luminosità è causata dall'occultazione di una delle due componenti. Esiste tuttavia un gran numero di variabili "vere". Come vengono indicate le stelle variabili? Queste, quando non posseggono già un nome come per esempio b Persei o d Cephei ecc., vengono indicate con una lettera latina da R a Z (per esempio S Andromedae), progressivamente secondo l'ordine di scoperta. Una volta terminata tale serie si continua con RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ..., SZ ecc. fino a ZZ, a cui fa seguito AA, AB, ..., AZ, BB, BC, ..., BZ ecc. fino a QQ, QR, ..., QZ. Se queste 334 combinazioni non sono sufficienti si continua con la denominazione V335, V336 ecc. A Mosca si pubblica ogni dieci anni un "General Catalogne of Variable Star", nel quale sono elencate circa 30000 variabili. Anche le variabili fisiche si dividono in due classi: variabili pulsanti e variabili eruttive.

I - Variabili pulsanti

Le variazioni fisiche di una cefeide tipica

a) Cefeidi a lungo periodo. La stella prototipo di questo gruppo è d Cephei. Si tratta di stelle supergiganti comprese tra le classi spettrali fra F e G, con periodi compresi fra 1 e 50 giorni. L'ampiezza della variazione di magnitudine è compresa tra 0.4^m e 1.7^m (m in apice significa magnitudine) e in generale, anche se non sempre, la salita dal minimo al massimo è più rapida che la discesa dal massimo al minimo. La temperatura al massimo di luminosità della stella subisce un incremento di 1000 K mutando così il colore stesso della stella varia, tendendo al giallo-arancio al minimo e al bianco al massimo. L'origine della pulsazione di luminosità è da attribuirsi al fatto che il raggio subisce variazioni comprese tra il 4 e il 20%, come è stato scoperto da misure effettuate sulla velocità radiale. La stella raggiunge il minimo di luminosità quando raggiunge la massima dimensione e viceversa diventa più luminosa quando diventa più piccola. Se prendiamo in considerazione d Cephei, questa ha un periodo di 5.37 giorni, ha uno spettro che varia fra F5 e G2, la sua temperatura di radiazione varia tra 5680 e 4990 K (misurata a 5570 Å), il suo raggio medio è di 23.3 milioni di km e la variazione del raggio è dell'11.3%. Le cefeidi conosciute sono suddivise ulteriormente in cefeidi classiche e stelle del tipo W Virginis: le prime appartengono alla Popolazione I mentre le seconde alla Popolazione II (le stelle di Popolazione I hanno composizione chimica simile a quella del Sole mentre le stelle di Popolazione II, a parità di tipo spettrale, presentano righe metalliche più deboli ed il rapporto idrogeno/metalli è 10 volte inferiore rispetto alle stelle di Popolazione I) e presentano spesso anche variazioni di periodo. Nel 1912 H. Leavitt scoprì, attraverso l'osservazione di cefeidi nella Piccola Nube di Magellano, una correlazione tra il periodo e la magnitudine apparente media osservata e dato che le stelle della Nube di Magellano si trovano praticamente tutte alla stessa distanza dalla Terra dedusse una correlazione tra periodo e magnitudine assoluta. L'utilità della relazione periodo-luminosità sta nel fatto che è facile determinare il periodo e dunque conoscere magnitudine assoluta e distanza. Questo metodo è utile per stimare la distanza di sistemi stellari in cui siano presenti delle cefeidi. Oggi si sa inoltre che tale relazione è diversa per cefeidi classiche e stelle del tipo W Virginis.

Le relazioni periodo-luminosità per i diversi tipi di cefeidi e RR Lyrae

b) Stelle del tipo RR Lyrae. Tali stelle hanno una variabilità inferiore ad 1.5 giorni e si trovano prevalentemente negli ammassi globulari e per tale loro caratteristica vengono spesso indicate come variabili d'ammasso. La magnitudine assoluta è inferiore a quella delle cefeidi, rispetto a quest'ultime sono in numero maggiore e la relazione tra periodo e luminosità è lineare. Le curve di luce non sono costanti nel tempo soprattutto perché la forma della curva di luce e l'altezza del massimo sono suscettibili di variazioni (effetto Blaschko). Può accadere che si sovrappongano più fenomeni di pulsazione come per esempio nella RR Lyrae dove si hanno tre periodi rispettivamente di 0.5668, 40.7 e 122.1 giorni. Il periodo può subire variazioni sia regolari che irregolari.

c) Stelle del tipo d Scuti. Possiedono periodi estremamente brevi, al massimo di un'ora, ed hanno un comportamento simile alle stelle del tipo RR Lyrae.

d) Stelle del tipo b Canis maioris o b Cephei. Si tratta di stelle rare il cui periodo è compreso fra le 3 e le 6 ore, l'ampiezza della variazione della luminosità è solamente 0.1^m e la curva di luce è sinusoidale.

e) Stelle del tipo Mira. Prototipo ne è Mira ovvero o Ceti, scoperta nel 1596 da D. Fabricius. Tali stelle formano il gruppo più numeroso e sono giganti con periodo che varia tra 80 e 1000 giorni con ampiezze della curva di luce comprese fra 2.5^m e 6^m cosicché la probabilità di scoprirne altre è elevata. Gli spettri di tali stelle, che appartengono ai gruppi spettrali M, S, N e R, presentano, nel 96% dei casi, righe in emissione. La variazione di ampiezza varia tra 3.1^m e 9.8^m e questi grandi valori si giustificano con la presenza di intense bande spettrali degli ossidi di titanio e di zirconio e del carbonio. Osservazioni hanno portato a scoprire variabilità nella velocità radiale e questo suggerisce variazioni del raggio fino ad un massimo del 18%. A lungo termine sono state anche osservate variazioni del periodo, ad esempio il periodo di R Hydrae è diminuito tra il 1784 e il 1950 da 497 a 380 giorni.

f) Stelle variabili semiregolari. Anche queste sono stelle giganti e supergiganti pulsanti con periodo non più regolare. Sono numerose ed a questa classe appartengono Antares, Betelgeuse, m Cephei ed altre.

g) Stelle del tipo RV Tauri. Si tratta di stelle con elevata luminosità di tipo spettrale F, G o K, con periodi compresi fra 50 e 150 giorni e con ampiezza di 3 magnitudini. Sono rare e la loro curva di luce si presenta come una doppia onda con minimi piatti di profondità variabile.

h) Stelle del tipo a² Canum Venaticorum. Queste stelle sono molto rare e presentano variazione di intensità in determinati gruppi di righe spettrali, spesso anche variazioni nell'intensità del campo magnetico. La variazione di velocità radiale è piccola così come quella della pulsazione.

i) Stelle variabili irregolari. Si tratta di stelle giganti e supergiganti con curve di luce completamente irregolari. Le ampiezze sono in genere inferiori a 2^m, in genere 0.5^m e sono molto numerose.

II - Variabili eruttive

Tipica curva di luce di una nova

a) Novae (stelle nuove). Tali stelle erano già state osservate nell'antichità ma solo nel XX secolo si capì che non si trattava di stelle completamente nuove, ma di stelle già esistenti che presentavano un improvviso aumento di luminosità. Oggi, grazie a fotografie della zona in cui si manifesta la nova anteriori a tale fenomeno, è possibile individuare la stella che ha subito tale mutazione (prenova). Le prenovae sono stelle con elevata temperatura superficiale e magnitudine assoluta compresa tra 0^m e +10^m, ossia si collocano al di sotto della sequenza principale del diagramma di Hertzsprung-Russell. Alcune prenove hanno magnitudine costante ed alcune leggermente variabile. Nel secondo caso la magnitudine aumenta in un giorno tra 7 e 9.5, rimane a tale valore o diminuisce leggermente, quindi aumenta ancora di due magnitudini fino ad arrivare quasi alla massima luminosità. L'aumento totale di magnitudini è dell'ordine di 11, ma può anche raggiungere le 13, cioè al massimo la luminosità è 150000 superiore al valore iniziale. Dopo il massimo la luminosità decresce rapidamente per poi rallentare e in tale processo si osservano anche variazioni irregolari della luminosità. Il passaggio allo stadio di postnova può durare da parecchi mesi ad alcuni mesi e in quest'ultimo stadio si può osservare una variabilità irregolare con ampiezza ridotta, per il resto la postnova assomiglia ad una prenova in particolare per la magnitudine. Dallo studio dell'effetto Doppler della nova si deduce l'esistenza di un involucro gassoso in espansione, in alcuni casi si è fotografato ed osservato. Tale involucro si espande con velocità tra 1000 e 4000 km/s e la sua massa è dell'ordine di un decimillesimo o al massimo un millesimo della massa totale della stella. L'energia irradiata dopo l'esplosione, invece, ammonta a circa 1/10000 dell'energia totale immagazzinata dalla stella. Nella nostra galassia il numero totale di novae osservate è circa 200. In base alla curva di luce ed alla massima magnitudine raggiunta le novae si distinguono nei seguenti gruppi.