На одном поле вместе с представленной в прошлом посте звездой были открыты еще 9 новых короткопериодических переменных звезд. Из них, предположительно, 4 пульсирующих:

Сложность классификации заключается в том, что по одноцветной фотометрии, которой я в данном случае располагаю, фактически невозможно отличить малоамплитудные пульсирующие (например, Бета Цефея - BCEP, или Дельта Щита - DSCT) от тесных двойных систем без затмения (Ell). Фотометрическая переменность таких двойных может наблюдаться в том случае, если система достаточно тесная, чтобы звезды были ощутимо вытянуты навстречу друг другу, но орбита расположена под таким углом к наблюдателю, что затмения не наблюдаются. В этом случае кривая блеска будет малоамплитудной синусоидой (две волны на период), изменение интегрального блеска обусловлено тем, что мы видим различную по площади излучающую поверхность.
Фактически, в классификации звезд первого столбца я могу ошибаться. Они могут в реальности оказаться двойными системами без затмений. Прояснить ситуацию могли бы спектры и/или многоцветная фотометрия, по которой косвенно можно будет определить спектральный класс объектов.

Ещё 5 звезд достаточно надежно могут быть классифицированы как затменные:

Вынуждена отметить, что при всём своем разнообразии и кажущейся полноте, классическая система классификации переменных звезд при ближайшем рассмотрении оказывается несостоятельной, устаревшей. В частности, нередко колеблюсь в классификации казалось бы простых кривых. Есть немало звезд, имеющих "алголевские" кривые, но весьма короткий, как для алголя, период. Или, например, системы, показывающие классическую кривую бета Лиры (ЕВ), но, опять-таки, со слишком коротким периодом.
Интересно также, что ряд звезд, похожих вроде на обычные тесные двойные типа W UMa (EW), показывают несколько отличающиеся по величине максимумы. Можно предположить, что это связано с наличием пятен на их поверхности. Например, если система старая, состоит из красных карликов с достаточно сильным магнитным полем, то на поверхности могут формироваться пятна, похожие на солнечные, но гораздо большего размера. Такие системы было бы интересно отследить в динамике. Вряд ли подобные образования очень стабильны, скорее они появляются и исчезают, мигрируют, меняют яркость и размеры. Эти изменения должны отражаться на кривой. Но, вероятнее всего, эти изменения непериодичны и медленны. Думаю, есть смысл сравнивать кривые одной и той же звезды в разные годы с разрывом хотя бы в пару лет.

Такие тонкие нюансы на кривой стали доступны исследователям с появлением CCD фотометрии, во много раз более точной, чем визуальный метод наблюдений или оценки, сделанные по пластинкам.

Несколько дней назад получила вопросы вступительного экзамена в астрономическую аспирантуру. Среди вопросов CCD-матричной фотометрии нет... Я честно перечитала соответствующий пункт несколько раз. Вопросы прошлого века