Problemas en las clasificación de las eclipsantes

Sin otras referencias que la curva de luz, no siempre es fácil asignar una variable al tipo EA, EB o EW, pues en ocasiones hay eclipsantes que presentan características comunes a más de un grupo:

El período no es apropiado para la clasificación, pues si bien es cierto que "en general" las eclipsantes de largo período suelen ser de tipo EA, las de período medio EB y las de corto período EW, esto no basta, pues hay EA con períodos propios de EW, y EB con períodos de hasta 200 días, o tan cortos como los de una EW. 

La separación o forma de las componentes también es un indicativo insuficiente; en una EW las dos componentes están en contacto o casi en contacto (ambas componentes llenan su lóbulo de Roche). Las EB son en general sistemas "semi-detached" (una de las componentes llena su lóbulo de Roche, pero no siempre es así) y las EA pueden ser tanto "semi-detached" o "detached" (ninguna de las componentes llena el lóbulo de Roche). Paradójicamente, la propia Algol, el prototipo de las EA, es en realidad una "semi-detached" con una configuración propia de la mayoría de las EB, en tanto que ß Lyrae, el prototipo de las EB es una "detached" como casi todas las algólidas. Además, no siempre existen ejemplos "puros", sino que en muchos casos a los tipos "contact", "semi-detached" y "detached" se les podría anteponer el "casi", pues al fin y al cabo no es más que una transición continua de un tipo al otro sin una frontera bien definida. Ver los siguientes esquemas:

La forma de la curva de luz también puede resultar ambigua para una correcta identificación; en las EW ambos mínimos son de similar profundidad (no siempre); en las EB se diferencia bien el mínimo principal y el secundario pero en ocasiones pueden ser similares; finalmente, en las EA habitualmente el mínimo secundario es muy poco pronunciado, pero hay decenas de ejemplos en que ambos mínimos son de igual profundidad. Ciertamente la mayoría de casos son inequívocos, pero por ejemplo entre 0,6 y 1 día de período se suelen presentar con frecuencia aspectos de transición entre una EW y una EB. Esto también sucede entre las EB y las EA con períodos entre 1 y 2 días.

Otras variantes en la clasificación de las variables que figuran en el GCVS son:

GS	Si una o ambas componentes son gigantes
PN	Una componente dentro del núcleo de una nebulosa planetaria
RS	Estrellas del tipo RS CVn
WD	Una de las componentes es una enana blanca
WD	Una de las componentes es una WR

También

AR	Sistema detached del tipo AR Lac
DM	Detached de la secuencia principal
DS	Detached subgigantes
DW	Detached del tipo W UMa
KE	Binaria de contanto de tipo espectral primario
KW	Binaria de contacto de tipo espectral tardío
SD	Semi-detached

Más información aquí.

Un tipo no recogido en el GCVS definido por Plavec en 1980 es el de las W Ser, que se caracteriza por ser algólidas de largo período con transferencia de masa entre las componentes, con un disco de materia rodeando a la componente más masiva.

Otro tipo es el de las fuentes de rayos X, sistemas binarios con componentes muy próximas, que son fuentes de intensas emisiones de rayos X y que no forman parte de ninguno de los otros tipos descritos.