Двойные звёзды. Большая часть З. входит в состав двойных или кратных звёздных систем (см. Двойные звёзды). Если компоненты двойных З. расположены достаточно далеко друг от друга, они видны отдельно. Это т. н. визуально-двойные З. Иногда один, более слабый, компонент не виден, и двойственность обнаруживается по непрямолинейному движению более яркой З. Чаще же всего двойные З. распознаются по периодическому расщеплению линий в спектре (спектрально-двойные З.) или по характерным изменениям блеска (затменно-двойные З.). Большая часть двойных З. образует тесные пары. На эволюцию компонентов таких З. существенное влияние оказывают взаимные приливные возмущения. Если один из компонентов З. вздувается в процессе эволюции, то при некоторых условиях из точки её поверхности, обращенной к др. компоненту, начинается истечение газа. Газ образует потоки вокруг второго компонента и частично попадает на него. В результате первый компонент может потерять большую часть массы и превратиться в субгиганта или даже в белого карлика. Второй же компонент приобретает часть потерянной массы и соответственно увеличивает светимость. Поскольку эта масса может включать газ не только из атмосферы, но и из глубоких слоев, близких к ядру первого компонента, в двойной З. могут наблюдаться аномалии химического состава. Однако эти аномалии касаются только лёгких элементов, т.к. тяжёлые элементы в гигантах не образуются. Они появляются при взрывах сверхновых З., когда выделяется много нейтронов, которые захватываются ядрами атомов и увеличивают их вес.

  Пекулярные и магнитные звёзды. Аномалии химического состава, причём различные в разных местах поверхности З., особенно часто наблюдаются у т. н. магнитных звёзд. Эти З., спектральный класс которых близок к АО, имеют на поверхности магнитные поля с очень высокой напряжённостью (до 10 000 гаусс и больше). Напряжённость поля периодически меняется со средним периодом от 4 до 9 сут, причём часто изменяется и знак напряжённости. С этим же периодом обычно меняется и характер спектра, как если бы менялся химический состав З. Такие изменения могут быть объяснены вращением З., имеющей два или несколько магнитных полюсов, не совпадающих с полюсом вращения. Изменения химического состава при этом объясняются тем, что на магнитном полюсе сосредоточено больше одних элементов, а на магнитном экваторе — других. У разных пекулярных (особых) З., характеризующихся наиболее существенными особенностями химического состава, аномалии могут быть разными: чаще всего наблюдается большой избыток отдельных элементов типа Si, Mg, Cr, Eu, Mn и некоторых др. и недостаток Не. Появление этих аномалий обусловлено, по-видимому, тем, что сильное магнитное поле подавляет конвекцию. При отсутствии перемешивания происходит медленная диффузия элементов под действием силы тяжести и давления радиации. Одни элементы опускаются вниз, другие поднимаются вверх, в результате чего на поверхности наблюдается недостаток первых и избыток вторых. Магнитные З. вращаются медленнее, чем нормальные З. того же класса. Это является результатом того, что магнитное поле тормозило вращение сжимающегося сгустка вещества, из которого впоследствии сформировалась З.

  Кроме обычных пекулярных З. имеются т. н. З. с металлическими линиями поздних спектральных подклассов А. У них также есть магнитное поле, но более слабое, и аномалии химического состава не так велики. Природа таких З. пока не изучена.

  Некоторые типы аномалий, например обилие Li, связаны с дроблением более тяжёлых ядер космическими лучами, образующимися на самой З. в результате электромагнитных явлений, сходных с хромосферными вспышками. Такие аномалии наблюдаются, например, у ещё сжимающихся З. типа Т Тельца, с сильной конвекцией.

  Аномалии др. вида, наблюдаемые, например, у гигантов спектрального класса S, обусловлены тем, что глубокая поверхностная конвективная зона смыкается с центральной конвективной зоной, что вызывается усилением ядерных реакций на определённом этапе эволюции З. В результате вещество всей З. перемешивается, и наружу выносятся элементы, синтезированные в её центральных областях.

  Переменные звёзды. Блеск многих З. непостоянен и изменяется в соответствии с тем или иным законом; такие З. называются переменными звёздами. З., у которых изменения блеска связаны с физическими процессами, происходящими в них самих, представляют собой физические переменные З. (в отличие от оптических переменных З., к числу которых относятся затменно-двойные З.). Периодическая и полупериодическая переменность связана обычно с пульсациями З., а иногда с крупномасштабной конвекцией. Вообще говоря, З. как системам, находящимся в устойчивом равновесии, свойственны пульсации с собственными периодами. Колебания могут возникнуть в процессе перестройки структуры З., связанной с эволюционными изменениями. Однако, чтобы они не затухали, должен существовать механизм, поддерживающий или усиливающий их: в период максимального сжатия З. необходимо получить тепловую энергию, которая уйдёт наружу в период расширения. Согласно современным теориям, пульсации у многих типов переменных З. (цефеиды, переменные типа RR Лиры и др.) объясняются тем, что при сжатии З. увеличивается коэффициент поглощения; это задерживает общий поток излучения, и газ получает дополнительную энергию. При расширении поглощение уменьшается, и энергия выходит наружу. Неоднородное строение З., наличие в них нескольких слоев с различными свойствами нарушает регулярную картину, делает изменения параметров З. отличными от правильной синусоиды. Основная стоячая волна колебания часто находится в глубине З., а на поверхность выходят порождаемые ею бегущие волны, которые влияют на фазы изменений блеска, скорости и др. параметров.

  Некоторые виды переменных З. испытывают вспышки, при которых блеск возрастает на 10—15 звёздных величин (т. н. новые З.), на 7—8 величин (повторные новые З.) или на 3—4 величины (новоподобные). Такие вспышки связаны с внезапным расширением фотосферы с большими скоростями (до 1000—2000 км/сек у новых З.), что приводит к выбросу оболочки с массой около 10^-5—10^-4 масс Солнца. После вспышки блеск начинает уменьшаться с характерным временем 50—100 сут. В это время продолжается истечение газов с поверхности со скоростью в несколько тыс. км/сек. Все эти З. оказываются тесными двойными, и их вспышки, несомненно, связаны с взаимодействием компонентов системы, один из которых или оба обычно являются горячими звёздами-карликами. На структуру оболочек, выброшенных новыми З., по-видимому, существенное влияние оказывает сильное магнитное поле З. Быстрая неправильная переменность З. типа Т Тельца, UV Кита и некоторых др. типов молодых сжимающихся З. связана с мощными конвективными движениями в этих З., выносящими на поверхность горячий газ. К переменным З. можно отнести и уже упоминавшиеся сверхновые З. В Галактике известно свыше 30 000 переменных З.

  Работы по изучению З. в СССР ведутся на Крымской астрофизической обсерватории АН СССР, Главной астрономической обсерватории АН СССР, в Государственном астрономическом институте им. П. К. Штернберга, в Астрономическом совете АН СССР и др. астрономических учреждениях. Статьи по этим вопросам печатаются в «Астрономическом журнале», в журнале «Астрофизика» и в изданиях обсерваторий. За рубежом исследования З. ведутся в США, Великобритании, Австралии и многих др. странах. В зарубежной литературе основным является «Astrophysical Journal» (США) и ряд др. изданий США, Великобритании и др. стран.

  Лит.: Франк-Каменецкий Д. А., Физические процессы внутри звезд, М., 1959; Мустель Э. Р., Звездные атмосферы, М., 1960; Шварцшильд М., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1961; Горбацкий В. Г., Минин И. Н., Нестационарные звезды, М., 1963; Звездные атмосферы, под ред. Лж. Л. Гринстейна, пер. с англ., М., 1963; Каплан С. А., Физика звезд, 2 изд., М., 1970; Пульсирующие звезды, М., 1970; Мартынов Д. Я., Курс общей астрофизики, 2 изд., М., 1971.