Le plus souvent l'observation d'une variation de magnitude apparente lors des éclipses s'explique parce que l'on a affaire à des systèmes dont le rayon de l'orbite est à peu près du même ordre de grandeur que le rayon des étoiles. Les périodes de révolutions sont ainsi très souvent inférieures à une dizaine de jours. On connaît cependant des exceptions: il existe des systèmes dont les périodes sont supérieures à un an. Mais il est des cas, plus rares, où les périodes de révolution sont très longues et dénotent des orbites importantes. Parallèlement, les éclipses durent très longtemps (plusieurs mois) et suggèrent des dimensions gigantesques pour les astres qui en sont responsables. On a peut-être affaire dans certains cas à des géantes de dimensions phénoménales comme VV Cephei (Céphée), dont la période orbitale est de 7430 jours (plus de 20 ans!) et dont la dernière éclipse en date, d'une durée de 491 jours, a commencé en avril 1997, pour ne se terminer qu'en août 1998, traduit un diamètre supérieur au rayon de l'orbite de Saturne.

Mais il est aussi des cas, plus étranges encore, à l'instar de celui de Epsilon Aurigae (Cocher). Ici, les éclipses, qui ont lieu tous les 27 ans, durent 700 jours (dernière éclipse entre juillet 1982 et juin 1984). Pour rendre compte de cet état de faits, l'objet responsable de l'éclipse doit avoir un diamètre dépassant les dimensions de l'orbite de Neptune. S'il s'agissait d'une étoile, elle devrait être intensément brillante (et il n'y aurait pas d'éclipse bien nette!). Il s'agit donc plutôt un objet géant et sombre. Probablement un gros nuage de gaz, partiellement ionisé, qui englobe une petite étoile compacte. Les électrons de ce gaz seraient responsables de son opacité.

EA : Algolides - Plusieurs milliers de ces étoiles, dont le modèle est Algol, sont répertoriées. Ce type regroupe des objets de types spectraux très divers. Leur minimum principal est le plus souvent bien marqué. Leur minimum secondaire peut, pour sa part être important ou presque indécelable.

EB : Bêta Lyrae - Ces systèmes dont le modèle est Sheliak, dans la Lyre, se comptent seulement par centaines. Ils sont formés d'étoiles souvent de magnitude très proche. Conséquence, leurs minimums secondaires s'avèrent presque aussi importants que les minimums principaux. De plus, la courbe de lumière se révèle beaucoup plus arrondie que celle des algolides proprement dites. La raison en est que la variation de magnitude de ces étoiles relève de deux phénomènes distincts. Le principal est celui des éclipses, comme c'est le cas pour les algolides proprement dites. Quant à la déformation de la courbe de lumière qui se superpose de façon importante aux effets des éclipses, elle est attribuable à la déformation (moins sensible mais cependant observée pour certaines algolides) des composantes du système sous l'action de l'attraction gravitationnelle qu'elle exercent l'une sur l'autre. Les deux étoiles dans de tels couples sont suffisamment proches qu'elles acquièrent des formes de poire, dont les extrémités se font face. Vus de la Terre, ces objets se présentent donc alternativement de face et de profil. Comme leur magnitude apparente est fonction de la surface dirigée vers nous, une petite contribution à la variation d'éclat provient de ce mécanisme. A cause de la proximité des composantes, les périodes des étoiles du groupe EB sont le plus souvent très courtes.

EW : W Ursae Majoris (Grande Ourse) - Cette famille regroupe des étoiles naines, relativement âgées, et de dimensions comparable. Elles produisent donc des éclipses dont le minimum secondaire est pratiquement de même importance que le minimum principal. Comme les Bêta Lyrae, les EW sont des binaires en contact. Ici, la confusion des enveloppes étant encore plus accentuée, les courbes de lumière se révèlent plus arrondies. Les périodes sont également très courtes : inférieures à la journée le plus souvent.

Il n'est pas rare que des binaires à éclipses présentent des changements de période. Dans le Lézard, par exemple, la période de l'étoile SW a augmenté depuis 1913 de 6,7 millionième de seconde par jour. Pour cette étoile cela a fini par se traduire par un décalage de l'ordre de sa période de révolution en moins d'un demi-siècle. Des variations plus faibles ont également été observées pour i du Bouvier et pour WW de la Grande Ourse, dont la période est en phase raccourcissement actuellement, alors qu'elle était encore croissante entre 1968 et 1976. Ces étranges comportements s'expliquent par le jeu des transferts de matière d'une composante à l'autre. La modification du rapport de masse entre les deux objets, conduit à un déplacement du centre de gravité du système et donc à la modification des orbites. De façon générale, la période augmente (ainsi que le diamètre de l'orbite) si de la matière est perdue par  l'étoile la plus massive. Inversement, la période du couple (et des éclipses) diminue si c'est l'étoile la plus massive qui perd son enveloppe. Certains systèmes, à l'instar de U de Céphée, présentent des variations brutales de leur période.

La grande famille des algolides

On remarquera les curieux appariements de types spectraux et de masses présentés par certains couples. Avec i Boo, par exemple, on a affaire à deux astres dont le type spectral est exactement le même que celui de notre Soleil (G2 V), alors que les masses sont très différentes. Cette situation en apparence paradoxale est l'une des conséquences des transferts de matière d'un astre vers l'autre.