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
编辑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－ 这是在数学上包围著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，其馀的则流失到太空中。
光度曲线
编辑天琴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
编辑天琴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） | |||||