天琴座β型变星

天琴β型变星是一种非常靠近的联星，因为两颗星的互绕，其中一颗会经过另一颗的前方，因此它们的总光度会周期性的变化。天琴β型变星的两颗恒星质量都很大（数倍于太阳的质量），都属于巨星或次巨星。并且两颗星是如此的靠近，以至于它们的外观因为强大的重力作用而产生变型：恒星成为椭圆的球体，并且外围的质量会从其中的一颗恒星流向另外一颗。

质量流

这种质量流发生在其中的一颗，因为其中的一颗在演化的过程中，体积变得非常巨大。这种膨胀的恒星因为体积过于庞大而很容易流失质量：在表面的引力非常微弱，使得气体很容易逃逸（这就是所谓的恒星风）。在像天琴β型变星这样的系统，还有第二种效应加速了气体的流失：当其中一颗星过度膨胀后，它会达到洛希极限－ 这是在数学上包围着联星中这两颗恒星的表面，物质可以自由的从其中一颗流向另外一颗。

在联星系统中，质量较大的星通常会先发展成为巨星或超巨星。计算显示，这种演变在很短的时间内（少于五十万年）就会造成这颗恒星大量的质量损失，使得原来质量较大的恒星变成两颗中质量较轻的。损失的质量有部分转移给伴星，其余的则流失到太空中。

光度曲线

天琴β型变星的光度曲线相当平滑：食的开始与结束是逐渐进行的，因此无法确实的测定时刻，这是因为在系统内的气流质量非常庞大，使得两颗恒星被包覆在共有的壳层之内，因而大气层是共同拥有的。在多数的情况下，光度变化的振幅少于一个星等，振幅最大的也只有2.3等（天琴座V480）。

光度的变化周期非常规律，它取决于联星的公转周期，也就是这一对双星彼此互相绕转一圈的时间。这个周期很短，通常只有一至数天。已知最短的是0.29天（长蛇座OY），最长的是198.5天（圆规座W）。在天琴β型变星中，周期超过100天的，通常成员中都有一颗是超巨星。

天琴β型变星的次分类中通常会纳入大陵五变星，虽然它们的变光曲线非常不同（大陵五变星的食有非常明确的界限）。另一方面，天琴β型变星看起来与大熊W型变星有些许的相同，但后者通常只是比较靠近的联星（通常称为密接双星），并且组成的恒星质量也较天琴β型变星低（大约只与太阳直量相当）。

天琴β型变星的例子

天琴β型变星的原形就是天琴座β，这是一颗变星，中名渐台二，在1784年被约翰·古德利克发现是颗变星。

已经发现近千颗的天琴β型变星：在最后一版的变星目录General Catalogue of Variable Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）（2003）列出了835颗（占变星总数的2.2%）。最明亮的10颗天琴β型变星列于下表，也可以参考变星列表：

恒星	类型*	周期（天）	视亮度 星等 （最亮，最暗）	光谱	距离 （光年）
ζ And	EB/GS/RS	17.7695	3.92-4.14	K1II-III	181
UW CMa	~EB/KE	4.393407	4.84-5.33	O7Ia:fp+OB	~3000
τ CMa	EB	1.28	4.32-4.37	O9Ib	~3000
渐台二 （原型）	EB	12.913834	3.25-4.36	B8II-IIIep	880
δ Pic	~EB/D	1.672541	4.65-4.90	B3III+O9V	1700
V Pup	EB/SD	1.4544859	4.35-4.92	B1Vp+B3:	1200
PU Pup	EB	2.57895	4.69-4.75	B9	550
υ Sgr	EB/GS	137.939	4.53-4.61	B8pI:+O9V?（or F2p?）	~1700
天蝎座μ1	EB/SD	1.44626907	2.94-3.22	B1.5V+B6.5V	800
π Sco	EB	1.57	2.82-2.85	B1V+B2V	460
*) EB = Beta Lyrae variable; for other codes see: General Catalogue of Variable Stars（页面存档备份，存于互联网档案馆）