Estrella variable
Clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan incrementos periódicos de brillo; en su lugar, invierten la mayor parte del tiempo en su fase de brillo máximo. A intervalos irregulares, caen de repente del orden de 1 a 9 magnitudes, recuperándose lentamente hasta su brillo máximo en un espacio que abarca de meses a años. Se cree que esta variación está causada por episodios de formación de polvo en la atmósfera de la estrella. A medida que se forma y aleja de la estrella, finalmente se enfría por debajo del punto de condensación, momento en que la nube se vuelve opaca, causando que el brillo de la estrella caiga. La disipación posterior del polvo se traduce en el subsiguiente lento aumento del brillo.
Estrella binaria
Solo se observan cuando sus órbitas están alineadas con la nuestra de tal manera que, periódicamente, una estrella pasa por delante de la otra. Ello hace que se observen disminuciones regulares en la luminosidad, la llamada por los astrónomos "curva de luz". Dado que su luminosidad va cambiando en el tiempo a veces pasan desapercibidas como estrellas variables. Usualmente estas estrellas tienen un período corto ya que la única manera de detectarlas es observar la regularidad en sus variaciones de luminosidad. La órbita de la estrella binaria eclipsante puede ser determinada gracias al estudio de la curva de luz. A su vez, el tamaño relativo de las estrellas individuales puede ser determinado en términos del radio de la órbita al observar qué tan rápido varía el brillo de las estrellas en el tiempo. En las últimas décadas se ha logrado la recolección de varios cálculos acerca de estas estrellas gracias a los avances en los telescopios. Datos deducibles: se puede encontrar el período de su órbita y, por tanto, deducir su masa. Se pueden distinguir sus espectros en el momento del tránsito de una sobre otra, aunque no siempre es así ya que muchas veces el tránsito de uno de los astros no oculta completamente al otro. En cualquier caso se puede llegar a medir con bastante fiabilidad el espectro de cada estrella teniendo en cuenta qué líneas espectrales disminuyen en cada paso.