CÁC KIỂU SAO BIẾN QUANG CHỦ YẾU
Các sao biến quang khác nhau về khối lượng, kích thước, tuổi tác nguyên nhân biến quang và được chia thành mấy nhóm lớn. Một nhóm có tên gọi là sao mạch động, (tiếng Trung Quốc: mạch động biến tinh) hoặc sao co giãn (tiếng Anh: pulsating star) mà độ sáng thay đổi do sự dao động của kích thước (sự co giãn). Thuộc nhóm này có các sao biến quang kiểu Mira, còn gọi là các sao mirit, là những sao kềnh đỏ thay đổi độ sáng tới vài cấp sao theo chu kỳ trung bình từ vài tháng đến một năm rưỡi.
Trong số các sao mạch động có các sao xêphêit (tiếng Anh: cepheid; tiếng Pháp: céphéide) rất lý thú. Tên gọi các sao này xuất phát từ một trong những ngôi sao đầu tiên kiểu này được phát hiện: sao 
Cephei (chòm Tiên Vương). Xêphêit là các sao có độ trưng cao và nhiệt độ vừa phải (các sao siêu kềnh vàng): Trong quá trình tiến hoá chúng có được cấu tạo đặc biệt: ở độ sâu nhất định xuất hiện một lớp tích tụ năng lượng đến từ lòng sâu, rồi sau đó lớp này lại phát đi năng lượng. Ngôi sao cứ tuần tự co lại khi nóng lên rồi nở ra khi lạnh đi. Vì thế, năng lượng phát xạ khi thì bị khí sao hấp thụ và ion hoá khí đó, khi thắt lại thoát ra vào lúc các ion chiếm đoạt các êlectron (khi khí lạnh đi) đồng thời phát ra các lượng tử ánh sáng. Kết quả là độ sáng của sao xêphêit thay đổi theo quy tắc, gấp vài lần với chu kỳ vài ngày. Bản chất vật lý của sự co giãn (mạch động) này đã được nhà bác học Xô viết X. A. Giêvakin giải thích thành công lần đầu tiên vào những năm 1950.
Các sao xêphêit đóng vai trò quan trọng trong thiên văn. Năm 1908, nhà thiên văn nữ người Mỹ Henrietta Livit, khi nghiên cứu các sao xêphêit ở một trong những thiên hà gần nhất là Mây Magienlăng Nhỏ, đã chú ý thấy rằng các sao này càng sáng nếu chu kỳ thay đổi độ sáng của chúng càng lớn. Kích thước của Mây Magienlăng Nhỏ không lớn so với khoảng cách đến nó mà điều đó có nghĩa rằng sự khác nhau về độ sáng biểu kiến phản ánh sự khác nhau về độ trưng. Nhờ quan hệ phụ thuộc chu kỳ - độ trưng mà Livit tìm ra, có thể dễ dàng tính được khoảng cách đến từng sao xêphêit, sau khi đo độ sáng trung bình của sao và chu kỳ biến quang của nó. Bởi vì các sao siêu kềnh khá sáng nên có thể sử dụng các sao xêphêit để xác định các khoảng cách đến tận các thiên hà tương đối xa, nơi mà người ta quan sát thấy các sao này.
Còn một nguyên nhân thứ hai về vai trò đặc biệt của các sao xêphêit. Vào những năm 1960t nhà thiên văn Liên Xô Yuri Nicôlaiêvich Ephrêmôp đã xác lập rằng chu kỳ của sao xêphêit càng dài thì sao đó càng trẻ. Theo quan hệ phụ thuộc chu kỳ - tuổi không khó xác định tuổi của mỗi sao xêphêit. Chọn ra các sao có các chu kỳ lớn nhất và nghiên cứu các nhóm sao có mặt chúng, các nhà thiên văn nghiên cứu được những cấu trúc trẻ nhất của Thiên Hà.
Hơn các sao mạch động khác, các xêphêit xứng đáng với tên gọi biến quang theo chu kỳ. Mỗi chu kỳ thay đổi độ sáng kế tiếp thường lặp lại rất chính xác chu kỳ trước.
Tuy nhiên cũng gặp những ngoại lệ mà ngoại lệ được biết nhiều nhất trong số đó là sao Bắc Cực. Đã từ lâu người ta khám phá ra rằng nó thuộc hàng ngũ xêphêit, tuy nó thay đổi độ sáng trong giới hạn rất nhỏ. Nhưng vào các thập kỷ gần đây, các dao động này tắt dần và đến giữa những năm 1990, thì sao Bắc Cực hầu như ngừng co giãn. Không rõ nó có ngừng mãi mãi hay không, để thời gian sẽ trả lời. Ngoài các sao xêphêit và mirit còn có không ít các kiểu sao biến quang khác. Một số kiểu trái với các sao xêphêit, thuộc tầng lớp cao tuổi nhất trong cộng đồng sao. Ví dụ, các sao biến quang xung kiểu RR Lyrae, gặp rất nhiều trong các quần sao cầu có tuổi tới hơn 12 tỉ năm.
Sao mạch động theo nghĩa nào đó tương tự như con lắc lò xo dao động mà độ cứng lò xo tương ứng với mật độ vật chất trung bình của sao. Các sao tiến hoá: chúng thay đổi kích thước và do đó, thay đổi cả mật độ trung bình. Tất cả điều này được phản ánh trên tần số dao động của "lò xo sao". Đo đạc một cách có hệ thống độ sáng của sao mạch động dễ dàng xác định với độ chính xác cao chu kỳ dao động. Mà dựa theo sự thay đổi chu kỳ có thể biết được ngôi sao đang trải qua giai đoạn nào trong đời.
Sự chú ý đặc biệt của các nhà vật lý thiên văn không chỉ hướng vào các sao biến quang mạch động. Các sao được gọi là sao nổ (hoặc sao tai biến) là ví dụ về các quá trình phức tạp diễn ra trong các hệ sao đôi, nơi mà khoảng cách giữa các thành phần không vượt trội nhiều lắm so với kích thước của chúng. Do kết quả tác động tương hỗ của các thành phần, vật chất ở các lớp bề mặt của ngôi sao loãng hơn trong hai sao bắt đầu chảy sang sao kia. Trong đa số các sao biến quang nổ, ngôi sao được khí chảy sang là sao lùn trắng. Nếu trên bề mặt của nó tích tụ nhiều vật chất và các phản ứng nhiệt hạch bắt đầu đột ngột, thì sẽ quan sát thấy vụ nổ của sao mới. Trong phần phổ nhìn thấy được độ sáng khi đó tăng vọt lên không dưới 6 cấp sao, đôi khi còn mạnh hơn nhiều (sao mới V 1500 chòm Thiên Nga nổ năm 1975 đã tăng độ sáng lên khoảng 19 cấp sao. Vụ nổ sao mới kéo dài đầy đủ quãng một năm hoặc hơn.
Nhưng ngay cả khi không có các quá trình dữ dội đến như vậy, thì các hệ sao đôi sát nhau vẫn có thể là sao biến quang lý thú. Vật chất chảy truyền sang không rơi ngay vào bề mặt sao lùn trắng. Nếu nó không có từ trường mạnh, thì khí sẽ tạo xung quanh sao lùn trắng một hình đĩa. Cái đĩa này không ổn định, do đó vẫn có thể xảy ra các vụ nổ, nhưng không ghê gớm bằng vụ nổ sao mới và độ dài thời gian cũng kém hơn hẳn (thường chỉ vài ngày từ lúc bùng cháy đến lúc lụi tàn). Các sao biến quang như vậy được gọi là các sao lùn mới hoặc biến quang kiểu U Geminorum (chòm Song Tử). Nếu ở sao lùn trắng có từ trường mạnh thì vật chất rơi vào sao ở hai vùng cực và đặc tính biến quang còn phức tạp hơn.
Tuy bề ngoài có vẻ giống vụ nổ sao mới nhưng hiện tượng sao siêu mới (supernova) lại có bản chất hoàn toàn khác: chắc có lẽ đó là một trong những giai đoạn cuối cùng trong đời ngôi sao khi nó co lại một cách thảm họa, sau khi mất đi các nguồn năng lượng nhiệt hạch chủ yếu.
Nếu trong hệ sao đôi tương tự các sao mới và lùn mới, thay chỗ cho sao lùn trắng là sao nơtron hoặc lỗ đen, thì hệ đó cũng có thể quan sát được dưới dạng sao biến quang, đồng thời nó là nguồn bức xạ X quang rất mạnh. Sau khi khám phá ra một nguồn bức xạ X quang mới, nhiều khi các nhà thiên văn tìm thấy ngay một sao biến quang cũng trong khu vực bầu trời đó, rồi sau đó họ chứng minh được rằng chính ngôi sao đó bức xạ X quang. Khi tìm hiểu các sao lùn trắng, sao nơtron và lỗ đen trong các hệ sao biến quang, các nhà vật lý thiên văn nghiên cứu vật chất ở các trạng thái mà không một phòng thí nghiệm vật lý nào có thể tạo ra nổi.
Một nhóm đặc biệt các sao biến quang là các sao trẻ nhất được hình thành chưa lâu lắm (theo các thang vũ trụ) trong các khu vực tập trung khí giữa các sao, các ngôi sao này lần đầu tiên được nhà thiên văn Nga O. V. Xtơruvê phát hiện vào thế kỷ XIX trong một tổ hợp lớn xung quanh tinh vân Thợ Săn (Orion), vì thế chúng được đặt tên là các sao biến quang Orion. Không hiếm khi chúng cũng được gọi là các sao biến quang kiểu T Tauri, theo tên của một ngôi sao biến quang trẻ ở chòm Con Trâu. Các sao biến quang Orion thường thay Đổi độ sáng một cách lung tung nhưng đôi khi, cùng dò thấy dấu hiệu chu kỳ liên qhan tới sự quay quanh trục.
Chúng ta chỉ mới biết cả thảy hai ba chục ngôi sao thuộc kiểu R Coronae Borealis (chòm Bắc Miện) lý thú mà dấu hiệu đặc trưng của chúng, nói một cách bóng bẩy là "nổ đảo ngược". Ngôi sao đã cung cấp tên gọi cho kiểu sao biến quang này, đôi khi đột ngột giảm độ sáng vài cấp sao (tới 8 cấp), rồi sau đó chầm chậm, trong hàng tuần hoặc thậm chí hàng tháng mới phục hồi độ sáng. Khí quyển của các sao này có thành phần hoá học khác thường: trong chúng hầu như vắng mặt nguyên tố phổ biến nhất trong vũ trụ là hyđrô, nhưng lại có nhiều hêli và cacbon. Người ta cho rằng cacbon tập trung trong các dòng vật chất chảy từ bề mặt sao ra ngoài tạo thành một lớp "bồ hóng" hấp thụ ánh sáng. Ở một vài sao kiểu R Coronae Borealis còn ghi nhận được các mạch đập xung với chu kỳ hàng chục ngày.
Các sao biến quang đã nói ở trên thay đổi độ sáng do những quá trình vật lý phức tạp trong lòng hay trên bề mặt, hoặc do tác động tương hỗ trong các hệ sao khăng khít bám chặt nhau. Đó là các sao biến quang vật lý (dĩ nhiên ở đây xem xét không phải toàn bộ các dạng thể). Tuy nhiên đã tìm thấy không ít sao mà tính biến quang được giải thích bằng các hiệu ứng hình học đơn thuần.
Người ta biết tới hàng nghìn sao biến quang che khuất trong các hệ sao đôi. Các sao thành phần của chúng di chuyển theo quỹ đạo thỉnh thoảng lại che khuất nhau. Ngôi sao biến quang che khuất nổi tiếng nhất là sao Algol. Trong hệ sao này các thành phần không quá gần nhau, vì thế, hình dạng của chúng ít bị tương tác làm méo lệch và chúng có dạng gần như hình cầu. Các sao biến quang tương tự như sao Algol hầu như không thay đổi độ sáng, chừng nào không bị che khuất. Phát hiện kiểu biến quang này không đơn giản, vì thời gian che khuất thường không lớn so với khoảng thời gian còn lại, khi độ sáng của sao không đổi. Nhưng cũng gặp các sao biến quang che khuất loại khác. Các sao thành phần của chúng có hình elipxôit thuôn dài do lực hút quá mạnh của mỗi sao tác động đến sao kia. Khi các vật hình dạng như vậy quay trên quỹ đạo thì độ sáng biến thiên liên tục và tương đối khó xác định sự che khuất bắt đầu vào thời điểm nào.
Độ sáng có thể không giữ nguyên vì trên bề mặt sao có các vết tối hay vết sáng. Khi quay quanh trục, ngôi sao hướng về phía người quan sát trên Trái Đất lúc thì phía sáng hơn, lúc thì phía tối hơn. Trên một số sao lùn lạnh các vết cũng giống như các vết Mặt Trời, nhưng vì chúng chiếm phần lớn đĩa sao nên sự biến quang khi xoay quanh trục trở nên rất rõ rệt.
Mặt Trời có các vết đen nhỏ. Nếu quan sát Mặt Trời từ xa như một ngôi sao thì gần như không thấy có sự biến quang. Từ Trái Đất quan sát lại càng khó thấy hơn vì Mặt Trời chói quá. Tuy nhiên, đối với con người thì Mặt Trời là ngôi sao quan trọng nhất mà toàn bộ sự sống trên Trái Đất phụ thuộc vào nó, vì thế nó được chú ý đặc biệt. Các nghiên cứu đặc biệt từ các máy móc vũ trụ đã xác định được rằng, quả thực khi có các vết đen lớn đi qua đĩa Mặt Trời thì Trái Đất nhận được ít ánh sáng hơn một tí chút. Như vậy cũng có thể coi Mặt Trời là sao biến quang vết loại yếu. Sự biến quang một chút của Mặt Trời diễn ra với chu kỳ bằng chu kỳ hoạt động của Mặt Trời: 11 năm.
Sự biến quang hình học hay kết hợp với sự biến quang vật lý. Chẳng hạn, nhiều sao lùn đỏ là sao biến quang vết và đồng thời cũng thuộc một trong những kiểu phổ biến nhất của các sao biến quang vật lý là các sao bùng nổ. Các vụ nổ của những sao này giống như vài dạng vụ nổ Mặt Trời, chỉ có điều mạnh hơn rất nhiều. Đôi khi trong thời gian bùng nổ kéo dài chỉ vài phút, độ sáng của sao đột ngột tăng lên vài cấp sao. (Hãy nhớ rằng sự khác biệt một cấp sao tương ứng với sự chênh lệch độ rọi khoảng 2,5 lần). Bạn thử hình dung xem điều gì sẽ xảy ra nếu như các vụ nổ trên Mặt Trời làm cho lượng ánh sáng rọi xuống Trái Đất tăng gấp 2 lần!
Các sao mà độ sáng thay đổi do hiện tượng vi thấu kính hoá (xem mục "Các thấu kính hấp dẫn") hoặc do bị các hành tinh nhỏ trong hệ Mặt Trời che khuất, tức là do các hiện tượng không liên quan đến các quá trình ở bản thân ngôi sao thì không gọi là sao biến quang.
