天琴座β型變星

天琴β型變星是一種非常靠近的聯星，因為兩顆星的互繞，其中一顆會經過另一顆的前方，因此它們的總光度會週期性的變化。天琴β型變星的兩顆恆星質量都很大（數倍於太陽的質量），都屬於巨星或次巨星。並且兩顆星是如此的靠近，以至於它們的外觀因為強大的重力作用而產生變型：恆星成為橢圓的球體，並且外圍的質量會從其中的一顆恆星流向另外一顆。

質量流

這種質量流發生在其中的一顆，因為其中的一顆在演化的過程中，體積變得非常巨大。這種膨脹的恆星因為體積過於龐大而很容易流失質量：在表面的引力非常微弱，使得氣體很容易逃逸（這就是所謂的恆星風）。在像天琴β型變星這樣的系統，還有第二種效應加速了氣體的流失：當其中一顆星過度膨脹後，它會達到洛希極限－ 這是在數學上包圍著聯星中這兩顆恆星的表面，物質可以自由的從其中一顆流向另外一顆。

在聯星系統中，質量較大的星通常會先發展成為巨星或超巨星。計算顯示，這種演變在很短的時間內（少於五十萬年）就會造成這顆恆星大量的質量損失，使得原來質量較大的恆星變成兩顆中質量較輕的。損失的質量有部分轉移給伴星，其餘的則流失到太空中。

光度曲線

天琴β型變星的光度曲線相當平滑：食的開始與結束是逐漸進行的，因此無法確實的測定時刻，這是因為在系統內的氣流質量非常龐大，使得兩顆恆星被包覆在共有的殼層之內，因而大氣層是共同擁有的。在多數的情況下，光度變化的振幅少於一個星等，振幅最大的也只有2.3等（天琴座V480）。

光度的變化週期非常規律，它取決於聯星的公轉週期，也就是這一對雙星彼此互相繞轉一圈的時間。這個週期很短，通常只有一至數天。已知最短的是0.29天（長蛇座OY），最長的是198.5天（圓規座W）。在天琴β型變星中，週期超過100天的，通常成員中都有一顆是超巨星。

天琴β型變星的次分類中通常會納入大陵五變星，雖然它們的變光曲線非常不同（大陵五變星的食有非常明確的界限）。另一方面，天琴β型變星看起來與大熊W型變星有些許的相同，但後者通常只是比較靠近的聯星（通常稱為密接雙星），並且組成的恆星質量也較天琴β型變星低（大約只與太陽直量相當）。

天琴β型變星的例子

天琴β型變星的原形就是天琴座β，這是一顆變星，中名漸台二，在1784年被約翰·古德利克發現是顆變星。

已經發現近千顆的天琴β型變星：在最後一版的變星目錄General Catalogue of Variable Stars（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）（2003）列出了835顆（佔變星總數的2.2%）。最明亮的10顆天琴β型變星列於下表，也可以參考變星列表：

恆星	類型*	週期（天）	視亮度 星等 （最亮，最暗）	光譜	距離 （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
漸台二 （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
天蠍座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（頁面存檔備份，存於網際網路檔案館）