1.1 Algolsterne

Namensgeber dieser Gruppe ist beta Persei (Algol)
Maximum Helligkeit 2,12 mag
Minimum Helligkeit 3,39 mag
Periode von 2,87 Tagen (2 Tage, 20 Stunden, 48 Minuten und 56 Sekunden)

Folgende Untergruppen sind bekannt und unterscheiden sich hauptsächlich durch die Länge der Helligkeitsperiode.
Nähere Beschreibung siehe Doppelsterne.

1.1.1 beta-Lyrae-Sterne

Typen von Bedeckungsveränderlichen vom Typ beta Lyrae
Die Einteilung nach der Form der Lichtkurve hat den Nachteil, dass es sich nicht um eine Klassifizierung anhand physikalischer Eigenschaften handelt und im Falle von Beta-Lyrae-Sternen auch noch eine Abhängigkeit von der Messgenauigkeit besteht. Bevorzugt werden Bedeckungsveränderliche anhand der Geometrie der Roch-Grenze in getrennte, halbgetrennte und Kontakt-Systeme unterteilt. Die Beta-Lyrae-Sterne können zu allen drei Typen gehören.

• zwei kleine Sterne mit großem Abstand (getrenntes System)

• ein kleiner Stern umkreist einen großen mit großem Abstand aber bedeckt ihn.

• ein kleiner Stern umkreist einen großen in so geringen Abstand, dass sich die Sterne zu Ellipsoiden verformen.  (halbgetrenntes System)

• beide Komponenten haben einen so geringen Abstand, dass Materie vom kleinen zum großen Stern fließt, es bildet sich eine heiße Stelle auf dem großen Stern. (Kontakt Systeme)

1.1.2 W Ursae Majoris-Sterne

Zwei elliosoidisch Sterne fast gleicher Größe umkreisen sich. Die Periode liegt unterhalb 1 Tag.

Bedeckungsveränderlichen mit langer Periode: VV Cephei

1.2 RS Canum Venaticorum

Sie sind eine Klasse von getrennten Doppelsternen, bestehend aus massereicheren primären Riesen oder Unterriesen mit dem Spektraltyp G-K und einem Begleiter, der ein Unterriese oder Hauptreihenstern mit einem G bis M ist. RS-CVn-Sterne zeigen außerhalb eines möglichen Bedeckungslichtwechsels eine Modulation der Lichtkurve mit einer Amplitude von bis 0,6 mag, die als eine Rotation von Sternflecken auf der Oberfläche der Sterne interpretiert wird. Die ausgeprägte magnetische Aktivität dieser Sterne zeigt sich durch eine heiße Korona im Bereich der Röntgenstrahlung sowie die Beobachtungen von Flares.

2.1 W Virginis-Sterne:

Es sind kurzperiodischen Helligkeitsschwankungen (zwischen 3 und 20 min) und geringer Amplitude (maximal 0,3 mag). Sie gehören der Population II an und liegen folglich außerhalb der galaktischen Ebene.

2.2 Beta Cephei Sterne:

deren Helligkeit in erster Näherung sinusförmig mit einer Amplitude von bis zu 0,2 Magnituden bei einer Periode zwischen 3 und 7 Stunden schwankt.
Bei den Beta-Cephei-Sternen werden die Schwingungen der Sternatmosphäre vom Kappa-Mechanismus angeregt.
Grundlage: Im Allgemeinen herrscht in einem Stern ein Kräftegleichgewicht. Das heißt, der Gravitationskraft, die den Stern zu kontrahieren versucht, wirkt der  Strahlungsdruck, der durch die Kernfusion im Inneren entsteht, entgegen. Schwingungen des Sternradius entstehen durch ein Ungleichgewicht dieser Kräfte.
Der Energietransport erfolgt durch zwei Mechanismen: Konvektion und Strahlung. Die Strahlung ist von der Opazität (griechischer Buchstabe Kappa) des Mediums abhängig.
Bei den Beta-Cephei-Sternen ist es die Ionisationszone des Eisens und nicht des Wasserstoffs wie bei den meisten anderen pulsierenden veränderlichen Sternen. Dabei ist die Rückstellkraft der Schwingungen sowohl die Gravitation als auch der Druck.

2.3 Delta-Scuti-Sterne:

Sie haben die Spektralklassen A2 bis F8 und der Leuchtkraftklassen III bis V der Population I. Die Perioden liegen unterhalb von 0,3 Tagen und die Amplituden erreichen bis zu 0,8 Größenklassen, wobei meistens nur 0,02 mag erreicht werden

2.4 RR Lyrae-Sterne

Die Veränderung des Sterndurchmessers bei Pulsationsveränderlichen wird durch den Kappa-Mechanismus verursacht. Siehe oben
Die Periode liegt unter 1,5 Tagen. Da sie vor allem in Kugelsternhaufen auftreten nennt man sie auch Haufenveränderliche. Auch sie gehören damit der Population II an.
Der Blazhko Effekt  (Sergey Blazhko 1870-1956) verursacht, dass die Helligkeiten von Maximum und Minimum bei RR Lyrae Sternen periodisch schwanken. Möglicherweise sind noch andere Schwingungen vorhanden, als die die der Kappa-Effekt verursacht. Diese verschiedenen Schwingungen überlagern sich. Aber erklären kann man den Blazhko Effekt noch nicht.
(aus dem Podcast Sterngeschichten Folge 64 + 144 +149)

2.5 Delta Cephei-Sterne

Es handelt sich um Überriesen der Spektralklassen F bis K mit Perioden zwischen etwa 1 und 53 Tagen. Sie sind nicht sehr häufig (706 Sterne). Die Amplitude der Helligkeitsschwankung liegt bei 0,4mag bis 1,7mag, was einer Helligkeitsschwankung um den Faktor 1,4 bis 4,8 entspricht.
Die Änderung des Radius beträgt dabei 4 - 20 %, was aus periodischen Schwankungen der Radialgeschwindigkeit abgeleitet werden kann. (Dopplereffekt)

2.6 Alpha Cygni Sterne:

mit Perioden zwischen 10 und 100 Tagen. Sie sind Überriesen des Spektralklassentyps spätem B oder A. Die Amplitude der Helligkeitsschwankungen liegt im Bereich von 0,01 bis 0,1 mag und ist bei jedem intensiv beobachteten Alpha-Cygni-Stern multiperiodisch. Die Periodenwerte sind für radiale Pulsationen zu lang. Die Helligkeitsänderungen gehen mit einer Veränderung im Muster der Absorptionslinien einher.

2.7 Mira-Sterne

Die nach Mira im Walfisch benannten pulsierend veränderlichen Sterne sind rote Riesen, die ihre Leuchtkraft mit einer Periode von ca. 100 bis 1000 Tagen um einen Faktor 10 - 200 ändern können. Mira selbst ändert im Laufe von 11 Monaten ihre scheinbare Helligkeit von ca. 3.-4. Grösse (von blossem Auge gut zu sehen) nach 9.Grösse (Amateurteleskop notwendig) und wieder zurück. Mit dieser langen Periode ist ihr Lichtwechsel gut zu beobachten, da ein aussetzen der Beobachtungen bei schlechtem Wetter, leicht ausgeglichen werden kann.

3.2 R Coronae Borealis

ist ein wasserstoffarmer roter Überriese mit einer kohlenstoffreichen Atmosphäre. Die Helligkeitsabfälle sind wahrscheinlich auf ausgestoßene Rußwolken zurückzuführen, die die Photosphäre des Sterns verdecken. Damit gilt R Coronae Borealis als Prototyp-Stern für die gleichnamige Klasse von eruptiven veränderlichen Sternen.
Sie sind eine Klasse sehr seltener Veränderlicher.

Diagramm Wikipedia / www.aavso.org

3.3 Kataklysmische Veränderliche

Mehr als die Hälfte aller Sterne sind in Mehrfachsystemen und Doppelsternen eingebunden. Doppelsterne bestehen aus zwei Sternen, die um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen -- ähnlich den Planeten, die um die Sonne ihre Bahnen ziehen.
Eine spezielle Klasse dieser Doppelsterne bilden die Kataklysmische Veränderlichen. Sie sind enge halbgetrennte Doppelsternsysteme.

3.4 Flare Sterne

Die stellaren Flares entsprechen den Sonneneruptionen in Bezug auf ihre Entstehung und der bei den Ausbrüchen frei werdenden Energie. Da diese Sterne im Vergleich zu der Sonne eine geringe absolute Helligkeit aufweisen, sind die Ausbrüche auch im Weißlicht zu beobachten. (geringe Temperatur, Strahlungsmaximum liegt im sichtbaren Spektralbereich) 
Die Ursache der Ausbrüche liegt, wie bei der Sonne, in magnetischen Kurzschlüssen der stellaren Feldlinien in der Korona. Die dabei freigesetzte Energie beschleunigt Partikel in die unter der Korona liegende Chromosphäre, die dort mit der dichteren Materie kollidieren. Das Plasma (ionisiertes Gas, deswegen kann es von Magnetfeldern beschleunigt werden) der Chromosphäre wird dabei erwärmt und mit hoher Geschwindigkeiten in die Korona beschleunigt.
Die Flares sind im Bereich der Röntgenstrahlung, Radiostrahlung, Ultraviolettstrahlung und im sichtbaren Licht nachgewiesen worden. Der Verlauf eines klassischen Flares besteht aus einem steilen Anstieg und einem langsamen exponentiellen Abklingen der Ausbruchsintensität.
Die Häufigkeit der Flares beträgt bis zu 1,2 Ereignisse pro Stunde, wobei die meisten Eruptionen nur geringe Amplituden erreichen. Die Amplitude kann bis zur 5 Magnitudine erreichen

3.4.1 UV Ceti

Auf der Oberfläche der UV-Ceti-Sterne befinden sich Sternflecken ähnlich den Sonnenflecken. Die Sternflecken sind ein Bereich niedriger Temperatur, weil durch die Magnetfeldlinien der Energietransport vom Sterninneren in die Photosphäre behindert wird. Die Sternflecken und die Flares sind zwei Eigenschaften magnetisch aktiver Sterne, die sich nicht in ihren physikalischen Eigenschaften unterscheiden. Die magnetische Aktivität ist eine Folge des konvektiven Energietransports in den äußeren Atmosphärenschichten in Kombination mit einer differentiellen Rotation. Dies führt zu einer Bewegung des ionisierten Plasmas und zur Generierung eines globalen Magnetfeldes. Von diesen Sternflecken gehen, ähnlichen wie bei der Sonne, Flares aus.

3.5 Novae

Erst im 20. Jahrhundert wurde es ganz sicher, dass es sich keineswegs um völlig neue Sterne handelt, sondern um den Ausbruch eines bereits vorhandenen Sterns, der im Endstadium seines Lebens ist. Allerdings ist die Amplitude des Ausbruchs so groß, dass es früher praktisch unmöglich war, den vor dem Ausbruch existierenden Stern, die Praenova, nachzuweisen. Die gesamte Amplitude des Ausbruchs beträgt im Mittel 11 Größenklassen, der Stern wird 25000 mal heller. Das Hauptmaximum ist meist sehr spitz. Der Helligkeitsabstieg schließt sich sogleich an, und zwar zunächst etwas schneller, später langsamer, wobei unregelmäßige Schwankungen der Lichtabnahme aufgesetzt sind. Es kann viele Monate oder einige Jahre dauern, bis das Stadium der Postnova erreicht wird.
Das Spektrum der Nova weist auf expandierende Gashüllen hin. Dies kann aus Doppler-Verschiebungen nach der violetten Seite des Spektrums hin abgeleitet werden. (Dopplereffekt) Nach dem Verlauf der Lichtkurve und der erreichten Maximalhelligkeit unterscheidet man verschiedene Klassen der Novae.

3.6 Supernovae

Die Amplitude der Helligkeitsänderung kann 20 Größenklassen übertreffen, d.h. der Stern wird 100 Millionen mal heller.
Da der Vorgang, der eine Suoernova vom Typ Ia auslöst, sehr exakt ist, sind die Lichtkurven der Supernovae dieses Typs praktisch gleich. Dadurch können sie zur Entfernungsbestimmung verwendet werden.

Weitere Informationen zu Nova/Supernova hier.

4.1 ellipsoid Veränderliche

4.2 alpha Canum Venaticorum

Magnetische Sterne mit geringer Amplitude 
Ihre Helligkeit schwankt typischerweise mit einer Amplitude (Änderung) zwischen 0,01 und 0,1 mag über eine Periode von 0,5 bis 160 Tagen.
Die Sterne dieses Veränderlichentyps besitzen ein starkes Magnetfeld. Welches sich durch die Aufspaltung der Spektralllinien zeigt (Zeeman-Effekt). Astronomen vermuten, dass dadurch die Metalle in der Atmosphäre unterschiedlich verteil sind und unterschiedlich helle Gebiete auf der „Oberfläche“ des Sterns entstehen. Sie sind vergleichbar mit großen Sonnenflecken. Möglicherweise treten deshalb die Helligkeitsschwankungen durch die Rotation des Sterns auf. Auch sind manchmal Rotationsachse und Achse des Magnetfelds nicht parallel. Ebenso wie die Helligkeit schwankt die Stärke des Magnetfeldes. 
Die Sterne dieses Veränderlichentyps gehören den Spektralklassen B8p bis A7p an und sind Hauptreihen Sterne. Das Emissionsspektrum zeigt ausgeprägte Linien von Silizium, Strontium, Chrom und seltenen Erden (deshalb das „p“ beim Spektraltyp, es bedeutet peculiar, merkwürdig – seltsam – m bei starken Metall-Linien). Die Intensität dieser Linien schwankt periodisch mit der Rotation.    

4.3 BY Draconis

4.4 FK Coma Berenike

4.5 SX Arietis

Sie zeigen teilweise oder ständig periodischen Lichtwechsel, welcher begleitet oder unterbrochen wird von Unregelmäßigkeiten in der Lichtkurve. In der periodischen Phase kann die Lichtkurve durch eine oder mehrere harmonische Schwingungen verursacht werden. Bei einer harmonischen Schwingung ist die Frequenz ein ganzzahliges Vielfaches einer Grundfrequenz.

Bild: harmonische Schwingungen, Wikipedia
Die erste Schwingung stellt die Grundschwingung mit der Grundfrequenz dar. Die weiteren Schwingungen zeigen die ersten 3 Oberschwingungen mit Vielfachen der Grundfrequenz.

Die Amplituden der Helligkeit können von einigen Hundertstel bis zu mehreren Magnituden reichen.   
Die halbregelmäßigen Veränderlichen lassen sich in vier Untergruppen einteilen. Allerdings sind diese Untergruppen unscharf voneinander getrennt. Die Unterteilung beruht auf dem Aussehen der Lichtkurve. 
Lichtkurven wurden vom Lichtkurven-Generator der AAVSO erstellt. https://www.aavso.org/lcg

1. Sterne mit der Leuchtkraftklasse späte Riesen und dem Spektraltyp M, C oder S. Ihre Periode liegt zwischen 35 und 1200 Tage, dabei ist die Amplitude der Helligkeitsschwankungen kleiner als 2,5 mag. Ein typischer Vertreter dieser Gruppe ist eta Geminorum (Propus).  
2. Sterne mit ebenfalls der Leuchtkraftklasse späte Riesen und dem Spektraltyp M, C oder S. Ihre Periode ist schlecht definiert, liegt aber meist zwischen 20 und 2300 Tage. Ein typischer Vertreter dieser Gruppe ist sigma Librae oder alpha Orionis (Beteigeuze). Der Unterschied zu 1. ist die längere Periode
   
3. Sterne mit der Leuchtkraftklasse späte Überriesen und dem Spektraltyp M, C oder S. Ihre Periode liegt zwischen 30 und mehrere tausend Tage, dabei liegt die Amplitude der Helligkeitsschwankungen bei etwa 1 mag. Ein typischer Vertreter dieser Gruppe ist alpha Scorpi (Antares). Hier ist der Unterschied zu 1. Die größere Amplitude der Helligkeitsschwankung.
4. Sterne mit der Leuchtkraftklasse Riesen sowie Überriesen und dem Spektraltyp F, G oder K. Ihre Periode liegt zwischen 30 und 1100 Tage, dabei ist die Amplitude der Helligkeitsschwankungen nur 0,1 bis 4 mag. Ein typischer Vertreter dieser Gruppe ist RW Cephei.

Ursache der Helligkeitsschwankung

Die heutige Forschung zeigt wie nachfolgend dargelegt, dass die verschiedenen Ursachen für die Schwingungen nicht eindeutig den verschiedenen Gruppen zugeordnet werden können.

• Ein roter Riesenstern wird durch einen Begleiter in einem Doppelsternsystem ellipsenförmig verformt. Wenn dieser Stern rotiert zeigt er uns einmal eine kleine Fläche und dann die längliche, größere Seite. Mit der Größe der Fläche ändert sich die Helligkeit.
• Eine weitere Ursache für die Helligkeitsschwankungen können helle Flares sein. Oder auch helle Gebiete, wie sie bei Beteigeuze festgestellt wurden, sein. Allerdings finden sich in der Literatur Hinweise auf kurzfristige Helligkeitsänderungen in der Größenordnung von Stunden bis Tagen bei langperiodischen Veränderlichen. Diese Ereignisse haben meistens die Form eines Flares mit einem steilen Anstieg, dem ein häufig langsamerer Abstieg folgt. Eine systematische Untersuchung von Lichtkurven langperiodischer Veränderlicher nach Flares konnte nur zeigen, dass, falls die Ereignisse real sind, sie nur sehr selten auftreten: mit weniger als 0,15 Ereignissen pro Stern und Jahr. Erst auf einer Zeitskala von 10 Tagen treten Abweichungen von einer glatten Lichtkurve auf.
• Der Durchmesser von Halbregelmäßig Veränderlichen Sterne schwingt um einen Mittelwert. Der Anregungsmechanismus für diese Schwingung der Halbregelmäßig Veränderlichen Sterne entspricht der 5-Minuten-Oszillation der Sonne (Eine Schwingung, die für die Entstehung der Granulation verantwortlich ist.) Diese werden durch zufällige Konvektionsströme nahe der Sternatmosphäre angeregt, also in der Photosphäre, aufgrund des Dichtesprungs reflektiert und zurück in den Stern reflektiert werden. Die meisten Schwingungen löschen sich gegenseitig aus bis auf diejenigen, die gerade in der Grundschwingung sind oder auf deren Harmonische Unterschwingungen treffen.
• Alle Sterne mit einer langen sekundären Periode zeigen einen starken Infrarotexzess (unerwarteter Überschuss an Infrarotstrahlung), daher wird unsymmetrisch um den Stern verteilter Staub mit dem Phänomen in Verbindung gebracht. Der genaue Mechanismus der Entstehung der Minima ist aber noch nicht verstanden.