Etoiles doubles et variables
Si on observe bien l’étoile Mizar de la Grande Ourse, on aperçoit aussi une seconde étoile (Alcor) qui nous parait très proche d’elle. Mais comment savoir si ces deux étoiles se situent à proximité l’une de l’autre ou si elles sont très éloignées? En effet, Alcor peut se trouver très loin de Mizar, tout en paraissant proche du fait que ces étoiles sont situées dans une même direction, vues depuis la Terre. Le schéma ci-dessous nous éclaire: en réalité, la distance séparant Alcor de Mizar se situe aux environs de trois années lumière. Elles ne sont donc pas liées entre elle on parlera dans ce cas de paire optique alors que si elles avaient été physiquement proches et liées par la gravitation, on aurait parlé d’étoile double.
Si on observe Mizar avec un télescope on trouve également une petite étoile très proche d’elle (en orange sur le shéma) . A la différence d’Alcor, cette petite étoile est un compagnon physique de Mizar, car elle est liée avec cette dernière par la gravitation. Les étoiles doubles, de par leur proximité, ne peuvent pas toujours apparaitre séparées lorsqu’on les observe avec un télescope. Pour les dissocier, on fait alors principalement appel à la spectroscopie.
En analysant la lumière issue de cette étoile on peut discerner, dans la composante lumineuse, d’éventuelles variations de longueur d’onde justifiant une présence. On peut aussi essayer de détecter des perturbations dans la périodicité de la lumière émise et justifier ainsi la présence d’une masse (un compagnon) dans sa proximité.
Les étoiles de la séquence principale sont très stables. La force de gravitation qui tend à contracter l'astre est exactement compensée par les forces de pression interne qui tendent à le dilater. En revanche, au moment où l'étoile devient une géante rouge cet équilibre est parfois rompu. Commence alors une phase d'instabilité qui se traduit par de fortes variations de la luminosité de l'étoile. A partir de là, l'astre effectue une succession de dilatations et de contractions contrôlées par les forces qui assuraient auparavant l'équilibre. Lorsque la force de pression l'emporte, le volume de l'astre augmente. Mais la gravité freine le mouvement et finit par provoquer sa contraction.
Le volume de l'étoile passe alors sous sa valeur moyenne, jusqu'à ce que la pression interne s'oppose à la contraction et réussisse à provoquer une nouvelle dilatation (voir croquis ci-dessus). Ce ne sont pas ces changements de taille qui provoquent les variations de luminosité (matérialisées sur le croquis par la courbe en forme de sinusoïde), mais ceux de la température. Lorsque le volume de l'étoile est plus faible qu'en moyenne, sa température est légèrement plus élevée et sa luminosité maximale. Dans le cas contraire, la température est légèrement plus basse qu'en moyenne et la luminosité minimale. L'éclat de l'étoile change donc de façon périodique, d'où le nom d'étoile variable. 
Les deux principaux types de variables pulsantes sont celles de type céphéides qui sont des géantes ou des supergéantes dont la luminosité moyenne est de 1.000 fois celle du Soleil, pour des périodes allant d’un à 70 jours environ. Leur luminosité présente la particularité de croitre plus rapidement qu’elle ne décroit. Le volume de ces étoiles varie lui aussi, comme par exemple pour Delta Cephei (ci-contre) une autre catégorie de variables pulsantes s’apparente à RR Lyrae. Elles sont moins lumineuses bien qu’encore une centaine de fois plus que le Soleil. Elle ont tout comme les céphéides des pulsations d’une grande régularité mais la période est beaucoup plus courte. Elle se situe entre une dizaine et une vingtaine d’heures seulement. Ces étoiles dont on a répertorié environ 7.000 spécimens se trouvent en majorité dans les amas globulaires. Toutes les étoiles n’ont pas un éclat constant. On peut mesurer des variations de leur luminosité, de leur température, de leur vitesse radiale, de leur spectre ou même de leurs dimensions. Ces étoiles variables sont classées en différentes catégories, suivant le type de variations observées. Les principales catégories sont les variables à éclipse, les pulsantes et les éruptives. Sur le schéma ci contre, sont tracées les différentes variations de l’étoile pulsante Delta de Céphée. Une étoile est vivante, sa structure à un moment donné correspond juste à une situation transitoire d'équilibre. En permanence donc, les étoiles sont soumises à leur propre gravitation et susceptible de s’effondrer sur elles mêmes, ou, sous l’effet de températures telles, qu’elles peuvent à tout instant exploser et se diffuser dans l’espace. Pour Delta Cephei, ces pulsations ont une période de 5,37 jours. Lors d'une pulsation, la magnitude s’élève en même temps que la température s'abaisse. Le rayon de l'étoile augmente entre 4 et 20%. Le spectre s’en trouve modifié et tend vers l'orange. Il varie de F2 à G3 et sa température de surface passe de 5700 °K à 7.000 °K. On constate aussi une variation de la vitesse radiale de +/- 20 Km/sec et du rayon de +/- 150.000 km.
Dans le cas d’une étoile où c’est la luminosité qui varie de façon périodique en fonction de la position de son compagnon, on est en présence d’une variable à éclipse. Ces étoiles sont classées en trois familles: Les algolides (algol), on en dénombre quelques milliers. Les beta lyrae (Sheliak), dont quelques centaines sont répertoriées à ce jour. Déformées par l'attraction gravitationnelle qui leur donne un aspect étiré, elles sont visibles alternativement de face et de profil. La surface visible étant plus grande de profil, leur luminosité augmente légèrement. Enfin, les ursae majoris, regroupent des couples d'étoiles naines assez âgées et en contact (avec des échanges de matière entre elles). Très proches les unes des autres, leurs périodes sont souvent très courtes, typiquement moins d’une journée.
Les Novae ou "étoiles variables éruptives* " peuvent montrer une augmentation de luminosité spectaculaire. On distingue 4 types de novae classées suivant le temps nécessaire à la perte de 3 magnitudes.
Na: Développement rapide (inférieur à 100 jours).
Nb: Développement lent (environ 200 jours)
Nc: Nova très lente (1.000 jours).
Nd: Nova récurrente (éruptions à intervalles de temps régulier).
* Remarque importante: Le terme "étoile variable éruptive" n'est pas le plus approprié pour nommer les Novae qui correspondent en fait à des évènements qui sont vécus entre une naine blanche et une géante rouge (un couple binaire dont l’une a atteint avant l’autre le stade de naine blanche, lorsque l’autre atteint celui de géante rouge). Leurs trajectoires plus ou moins elliptiques les amènent périodiquement au niveau d’un voisinage dont la proximité permet par effet de marée à ce que la naine blanche arrache de la matière à la géante rouge dont le rayon a considérablement grandit. En s’écrasant sur la naine, la matière produit une explosion à l’origine de l’accroissement rapide de luminosité de la naine, la nova, précédemment souvent invisible. A chaque passage au périastre commun, ce phénomène se reproduira et sa fréquence ne dépend que de leur période très liée à la taille du grand axe de leur ellipse orbitale. Mais la conséquence est aussi que la masse de la naine blanche s’accroit à chaque cycle orbital. Ainsi, en fonction de sa masse d'origine et de ses « acquisitions » de matières, elle finira éventuellement par atteindre la limite de Chandrasekhar (1,4 masses solaire), ce qui provoquera sont effondrement gravitationnel suivi de son explosion cataclysmique appelée supernova.
Les supernovae présentent une variation d'éclat bien plus importante (jusqu'à 20 classes de magnitude). Elles sont très rares dans notre système galactique. Ci-contre, une super novae dans M51 découverte entre mai et juillet 2005 par Wolfgang Kloehr, faisant apparaitre un spectaculaire accroissement de luminosité en seulement une cinquantaine de jours (visible au centre des cercles jaunes).
Il existe deux grands types de supernovae , celle de type I qui ont un spectre qui ne contient pas d'hydrogène et
celles de type II ont un spectre qui contient de l'hydrogène. La supernova résultant de l’accroissement de masse de la naine blanche par la géante rouge est de type IA, la plus intéressante (actuellement) par le rôle de chandelle standard qu’elle tient puisque sa magnitude M est constante en raison de la cause de l’explosion. Mais il existe d’autres type de supernovæ dont la cause est intrinsèque aux caractéristiques de l’étoile elle-même, notamment sa masse et sa métallicité (La métallicité désigne la proportion, en quantité ou en masse, d'atomes plus lourds que l'hélium, que ce soit dans une étoile, dans le milieu interstellaire, ou dans une galaxie. Elle est désignée par la lettre Z. )