Ми́ра — двойная звезда в созвездии Кита, состоящая из красного гиганта Мира А и белого карлика Мира B. Расстояние до Миры — 417 св. лет ± 14 %. Компоненты находятся на расстоянии 70 а. е., орбитальный период около 400 лет.
Полуправильные переменные звёзды — долгопериодические пульсирующие переменные звёзды с заметной периодичностью и значительными неправильностями в изменениях блеска. Эти звёзды — гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего спектрального типа, показывающие значительную периодичность их яркостных изменений, сопровождаемых или иногда прерываемых различными нарушениями. Периоды изменений их блеска лежат в диапазоне от 20 до 2000 и более дней, в то время как формы кривых блеска могут быть различными и даже переменными с каждым циклом. Амплитуды кривой блеска могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин.
Переменная туманность — отражательная туманность, подсвеченная переменной звездой и изменяющая яркость вслед за ней.
Мири́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира. К этому классу относятся звёзды поздних спектральных классов Me, Ce, Se с изменениями блеска от 2,5 до 11 звёздных величин в видимом диапазоне. Амплитуда вариаций в ИК-диапазоне, как правило, меньше 2,5 и в K-диапазоне даже не превышает 0,9. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней.
Переменные типа PV Телескопа, (PVTEL). Гелиевые сверхгиганты спектрального класса Bp, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0,1 до 1 дня или меняющие блеск с амплитудой около 0,1m на протяжении интервалов времени порядка года.
Затме́нные звёзды — звёздные системы, в которых наблюдается периодическое изменение блеска вследствие затмений одной звезды другой.
Медленно пульсирующие звёзды спектрального класса B, ранее называемые переменными типа 53 Персея — тип пульсирующих переменных звёзд. Являются звёздами главной последовательности спектрального класса от B2 до B9, пульсирующими с периодами от половины суток до пяти дней, но у большинства наблюдается несколько периодов колебаний. Звёзды демонстрируют переменность как в испускании излучения, так и в профилях спектральных линий. Вариации звёздной величины обычно не превосходят 0.1, что в большинстве случаев создаёт сложности для обнаружения переменности звёзд при наблюдении глазом. Переменность усиливается с уменьшением длины волны излучения, поэтому переменность лучше обнаруживается в ультрафиолетовой части спектра, чем в оптическом диапазоне. Пульсации не являются радиальными, то есть звезда в большей степени меняет форму, а не объём; различные части звезды испытывают сжатие и расширение одновременно.
V571 Дракона — затменно-двойная звезда, которая находится в созвездии Дракона на расстоянии около 7000 световых лет от нас. Её переменность была обнаружена Сальвадором Баркином (Испания), который классифицировал звезду как затменно-двойную переменную типа W Большой Медведицы. Публикация об открытии вышла в марте 2018 года. Видимая звёздная величина объекта изменяется от 14,43 ± 0,01 до 14,77 ± 0,01; орбитальный период — 10,3 часа.
BL Телескопа — кратная звезда в созвездии Телескопа. Является затменной переменной звездой типа Алголя, видимая звёздная величина меняется от 7,09 до 9,08 с периодом 778 дней, слишком слабая для наблюдения невооружённым глазом. Изменение блеска в основном достигается за счёт затмений компонентов. Затмение продолжается около 104 дней, при этом система становится тусклее на 2 звездные величины.
RX Андромеды — переменная звезда в созвездии Андромеды. Хотя звезду относят к классу карликовых новых типа Z Жирафа (UGZ), но периоды малой светимости характерны для звёзд типа VY Скульптора. Тем не менее, большую часть времени видимая звёздная величина объекта меняется от 15,1 в минимуме блеска до 10,2 в максимуме блеска с периодом около 13 дней.
R Большого Пса — затменная взаимодействующая двойная звезда в созвездии Большого Пса. Видимая звёздная величина меняется от 5,7 до 6,34. Система необычна тем, что отношение масс компонентов мало и орбитальный период также мал.
FF Орла — классическая цефеида, расположенная в созвездии Орла. Видимый блеск объекта меняется от 5,18 до 5,51 звёздной величины с периодом 4.470848 дня, это означает, что звезда слабо видна невооружённым глазом в городских и пригородных условиях. Первоначально звезда была известна как HR 7165, на её переменность впервые указал Чарльз Морс Хаффер в августе 1927 года, наблюдавший характерный для цефеиды вид кривой блеска. Звезда как переменная получила обозначение FF Орла. Анализ блеска на протяжении 122 лет показал, что период пульсации возрастает на 1,072 ± 0,011 секунды в год. Расстояние от Солнца до звезды оценивается в 1350 ± 46 световых лет.
R Орла — переменная звезда в созвездии Орла. Находится на расстоянии около 780 световых лет от Солнца по данным о тригонометрическом параллаксе, лучевая скорость звезды равна 35 км/с. Объект является пульсирующей переменной звездой типа Миры, видимая звёздная величина варьируется от 5,3 до 12,0 с периодом 269,84 суток. В момент обнаружения звезды период составлял более 300 дней и постепенно уменьшался: с 320 дней в 1915 году до 264 дней в 2010 году со средней скоростью 0,4 суток за год. Амплитуда вариаций также уменьшилась примерно на 1 звёздную величину со времени открытия. В момент наибольшей яркости звезду можно наблюдать невооружённым глазом как тусклую красноватую точку. R Орла является стареющим красным гигантом на асимптотической ветви и обладает спектральным классом, меняющимся со временем от M5e до M9e, индекс 'e' показывает наличие эмиссионных линий в спектре. Более холодные спектральные классы соответствуют окрестности минимума блеска, а более горячие — окрестности максимума. Звезда, возможно, недавно испытала гелиевую вспышку. Объект содержит много кислорода, он обладает солнечной массой, но радиус превышает радиус Солнца в 259 раз. В среднем звезда обладает светимостью в 3470 раз большей, чем светимость Солнца при эффективной температуре около 3000 K. Темп потери массы составляет около (6 – 35) × 10−7 M⊙ в год, при этом вокруг звезды образуется пылевая оболочка из силикатов.
Зависимость период — светимость — соотношение, связывающее светимость пульсирующей переменной звезды и период её пульсации. Наиболее известно соотношение для классических цефеид иногда называют законом Ливитт. Открытое в 1908 году Генриеттой Суон Ливитт, соотношение позволило использовать цефеиды как стандартные свечи для масштабирования галактических и внегалактических расстояний.
Долгопериодические переменные (ДПП) англ. Long-period variable star — различные группы холодных пульсирующих переменных звёзд. В англоязычной литературе часто сокращается до LPV.
Ипсилон Ориона — звезда в экваториальном созвездии Ориона, расположенная к югу от Йоты Ориона. Ипсилон Ориона имеет видимую звёздную величину +4.618m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе.
AN Большой Медведицы — двойная звезда в северном циркумполярном созвездии Большой Медведицы. Переменная звезда, давшая название классу переменных звёзд типа AN Большой Медведицы, блеск меняется от 14,90 до 20,2. Даже в момент наибольшего блеска звезда недоступна для наблюдения невооружённым глазом. По данным о годичном параллаксе получена оценка расстояния от Солнца, равная 1050 световым годам.
Новая Сетки 2020 — видимая невооружённым глазом новая звезда в созвездии Сетки. Обнаружена 15 июля 2020 года. До этого была известна как переменная типа VY Скульптора и имела обозначение MGAB-V207.
EV Водолея — одиночная переменная звезда в созвездии Водолея на расстоянии приблизительно 9002 световых лет от Солнца. Видимая звёздная величина звезды — от +13,6m до +11,3m.
BW Лисички — переменная звезда в созвездии Лисички. Видимая звёздная величина находится близ предела доступности для наблюдения невооруженным глазом и равна 6,54. Оценка расстояния, полученная на основе измерения годичного параллакса, равного 1,15 мсд, равна 2800 световым годам. Звезда приближается к Солнцу с лучевой скоростью −6 км/с.