Även om detta observationsmässigt sett är stjärnor som ändrar sin ljusstyrka så är det inte stjärnorna själva som varierar, utan variationerna beror på ”stjärnförmörkelser”. Om en dubbelstjärna har sitt banplan nära synlinjen till jorden kan det hända att de två stjärnskivorna sett från oss ibland kan överlappa varandra. Då skyms en del ljus bort, och det totala ljuset från systemet minskar lite. Detta händer varje varv, dvs ljusvariationen blir strikt periodisk. Man inser lätt att sannolikheten för att detta ska hända blir allt större ju större stjärnorna är i förhållande till avståndet mellan dem. En typisk ’”visuell” dubbelstjärna med omloppstid 100 år har en halv storaxel omkring 27 a.e. eller 4 miljarder km. Om stjärnorna i paret är som solen är deras radier ca 0,7 miljoner km, dvs bara 1/6000 av banradien. Sannolikheten att ett sådant par skulle visa förmörkelser är alltså minimal. Typiska förmörkelsevariabler är mycket tätare dubblar, med perioder som mäts i dygn. Det finns system innehållande jättar och superjättar, där förmörkelseperioderna mäts i år, men de är mycket ovanliga.

Det trevliga med förmörkelsevariabler är att förmörkelseförloppet kan berätta mycket om stjärnorna i systemet, och grundprincipen är att mäta upp ljusvariationen så noggrant som möjligt. I de flesta fall upprepas förloppet så lika varje varv att man kan observera vid många olika tidpunkter och sedan bara sammanställa en (medel)ljuskurva som visar ljusstyrka som funktion av fas, utgående från den kända banperioden. Ju större stjärnorna är i förhållande till banan, desto bredare blir minima, och deras detaljerade form ger upplysning om ljusfördelningen över stjärnskivorna.

Om banan (som oftast) är cirkulär visar ljuskurvan ett djupare primärminimum (fas=0) när den hetare komponenten förmörkas av den svalare, och ett grundare sekundärminimum vid fas 0,5. Förhållandet mellan ljusförlusten i primär- i förhållande till sekundärminimum beskriver direkt förhållandet mellan ljusintensiteterna på de båda stjärnytorna, och om (som på bilden) den ena komponenten är avsevärt svalare kan sekundärminimum bli mycket grunt. För förmörkelsevariabler med båda komponenterna på huvudserien är dock stjärnan med större radie alltid den ljusstarkare och hetare, vilket gör djupa förmörkelser omöjliga. Primärminimum kan aldrig bli djupare än 0,75 magnituder, och sekundärminimum är i detta fall lika djupt.

Ljuskurvan här ovan är för den berömda stjärnan Algol, beta i Perseus, vilken  upptäcktes vara kortperiodiskt variabel av John Goodricke redan 1783. Perioden är 2,86 dygn, och stjärnan minskar då under en 10 timmars förmörkelse sin visuella magnitud från 2,3 till 3,5 och tillbaka igen. Den sekundära förmörkelsen vid fas 0,5 är så liten att den är osynlig för blotta ögat. Här är först en dålig bild med Algol nära normal ljusstyrka, klart ljusstarkare än delta Persei t.v.

På denna bild tagen under ett primärminimum är Algol och delta mycket mer lika, men det är tydligt att det inte är helt lätt att märka förmörkelsen visuellt. Algols växlande ljusstyrka var känd sedan 1600-talet, men Goodricke kunde alltså hitta periodiciteten i fenomenet och föreslog t.o.m. en förklaring genom förmörkelser av en mörk kropp.

I Algolsystemet är det stjärnan med mindre radie som är den ljusstarkare och hetare, vilket bäst förklaras av storskalig massöverföring från den ursprungliga primärstjärnan. Denna har nu blivit en svalare underjätte (vars storlek begränsas av det korta avståndet mellan komponenterna), medan den tidigare sekundärstjärnan nu är den dominerande både i massa och luminositet. Denna typ av system är mycket vanlig, och om förmörkelsen i primärminimum är total kan primärminima bli flera magnituder djupa. (Algol innehåller f.ö. även en tredje stjärna som kretsar kring det täta paret i en bana med 687 dygns period.)

Ett av astronomins hetaste teman just nu är exoplaneter, planeter kring andra stjärnor än solen. Det dominerande sättet att upptäcka exoplaneter är via precis liknande förmörkelser. I stället för att två stjärnor förmörkar varandra är det nu en exoplanet som ger en minimal förmörkelse när den passerar framför sin stjärna. Problemet är att planeter är så små att ljusminskningen blir svår att upptäcka. Den viktiga parametern är planetens radie i förhållande till stjärnans som den kretsar kring. En jätteplanet som Jupiter har en radie ca 10% av solens, men ytan blir då bara 1% av solens, och ljusminskningen därmed också omkring 1%. Jorden, med ytterligare 10 gånger mindre radie skulle ge en förmörkelse av solens ljus med bara 0,01%, vilket är mycket svårt att mäta. För att slippa jordatmosfärens inverkan gör man mätningarna från satellitinstrument, t.ex. NASA:s Kepler och TESS. Man kan också försöka observera planeter kring små (men också  ljussvaga) M-dvärgar, där planetens inverkan blir mycket större.

Det är fullt möjligt att med amatörinstrument mäta ljusvariationer på promillenivå, men jag har ännu inte försökt mig på det.