Цефе́й — созвездие Северного полушария неба, имеющее форму неправильного пятиугольника. Южная часть созвездия находится на Млечном пути. Занимает на небе площадь 587,8 квадратного градуса и содержит 148 звёзд, видимых невооружённым глазом.
Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.
Цефеи́ды — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которых стала δ Цефея. Цефеиды являются жёлтыми гигантами и сверхгигантами, среди переменных звёзд они выделяются хорошо изученной зависимостью между периодом и светимостью. Благодаря этой зависимости и высокой светимости цефеиды используются как стандартные свечи — по наблюдениям цефеид определяются расстояния до удалённых объектов, в том числе и до других галактик, а в начале XX века с их помощью было доказано существование объектов вне Млечного Пути и был открыт закон Хаббла.
Переме́нная ти́па δ Щита́ — переменная звезда, светимость которой резко меняется из-за радиальных и нерадиальных пульсаций поверхности звезды.
Переменные звезды типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу зрения земного наблюдателя плоскости.
Затменные переменные типа Алголя (EA) являются разновидностью затменных двойных звёзд.
Переменные типа β Цефея являются классом переменных звёзд, чья переменность определяется пульсациями их поверхности. Это однородная группа пульсирующих звёзд-гигантов, блеск которых меняется в пределах от 0,01 до 0,3 звёздной величины, периоды заключены в пределах от 0,1 до 0,6 сут, спектральные классы B0 — B3, их массы лежат в пределах от 10 до 15M⊙. У некоторых звёзд этого типа пульсационные движения в оболочках столь мощны, что возникают ударные волны. Кривые блеска подобны средним кривым лучевой скорости, но отстают от них по фазе на четверть периода, так что максимум блеска соответствует максимальному сжатию, т.е. минимальному радиусу звезды. По-видимому, в основном у этих звезд наблюдаются радиальные пульсации, но некоторые из них характеризуются нерадиальными пульсациями; для многих характерна мультипериодичность. Эти звёзды ни в коем случае нельзя путать с долгопериодическими цефеидами. В отличие от цефеид, максимум блеска у них соответствует фазе минимального радиуса звезды.
Дельта Цефея — двойная звезда, удалённая от Солнца приблизительно на 891 световой год в созвездии Цефея. Имеет собственное имя Альредиф или Аль-Радиф из арабского «الرادف» (al-rādif), что означает Следующая, возможно, по птолемеевской характеристике — «следующая за венцом». Дельта Цефея дала название целому классу очень важных в астрономии звезд — цефеидам.
Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи.
Переменные типа RS Гончих Псов — эруптивные переменные звёзды. К этому типу относятся тесные двойные системы с эмиссией Н и К Ca II в спектре, компоненты которых обладают повышенной хромосферной активностью, вызывающей квазипериодическую переменность их блеска с периодом, близким к периоду обращения, и переменной амплитудой, обычно достигающей 0.2m.
Среди сотни известных переменных звёзд в созвездии Водолея, одной из самых интересных и известных является первая обнаруженная в созвездии переменная — R Водолея. Её переменность впервые была обнаружена в начале XIX века Карлом Людвигом Хардингом (1765—1834). Хардинг, сотрудник обсерватории Иоганна Шрётера в Лилиентале, (Германия), изначально искал «пропавшую» планету между Марсом и Юпитером в рамках проекта «Небесная полиция». Хотя неуловимая планета не была найдена, Хардинг всё же открыл третий астероид, Юнону в 1809 году. В дополнение к нахождению малой планеты, наблюдения Хардинга привели к открытию 4 переменных звёзд, и все они были миридами: R Девы в 1809 году, R Водолея в 1810 году, R Змеи в 1826 году, и S Змеи в 1828 году.
Карликовые новые или звезды типа U Близнецов являются одним из видов катаклизмических переменных звёзд — тесной двойной звёздной системой, в которой один из компонентов — белый карлик, на который аккрецируется вещество со спутника. Они похожи на классические новые звёзды в том плане, что белый карлик участвует в периодических вспышках, но механизмы вспышек разные: в классических новых звёздах вспышка — результат термоядерной реакции и детонации аккрецировавшего водорода, в то время как современная теория предполагает, что вспышка карликовой новой — результат нестабильности в аккреционном диске, когда газ в диске достигает критической температуры, что приводит к изменению вязкости, и часть вещества выпадает на белый карлик, в результате чего высвобождается большое количество энергии.
Физика звёзд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звёзд. Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физики.
R Щита — жёлтый сверхгигант, пульсирующая переменная типа RV Тельца в созвездии Щита.
Классические цефеиды, цефеиды I типа населения, цефеиды I типа, цефеиды типа Дельты Цефея — тип переменных звёзд (цефеид). Принадлежат первому типу населения галактик, проявляют признаки регулярных радиальных пульсаций с периодами от нескольких дней до нескольких недель при амплитуде блеска от нескольких десятых звёздной величины до 2 звёздных величин.
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.
Переменная типа BL Геркулеса — подтип цефеид II типа с низкой светимостью и массой, обладают периодом пульсации менее 8 дней. Кривые блеска таких звёзд обладают возвышением на понижающемся участке у звёзд с коротким периодом и, наоборот, на повышающемся участке у звёзд с большим периодом пульсации. Как и другие цефеиды II типа, представляют собой объекты II типа населения и находятся в гало Галактики и шаровых скоплениях. Также, в сравнении с другими цефеидами II типа, переменные типа BL Геркулеса обладают меньшими периодами и меньшей яркостью, чем переменные типа W Девы. В ходе пульсации звёзды меняют спектральный класс, обычно переменные типа BL Геркулеса принадлежат спектральному классу A в моменты наибольшего блеска и классу F в минимуме. При нанесении на диаграмму Герцшпрунга — Рассела объекты помещают между переменными типа W Девы и переменными типа RR Лиры.
T Насоса — классическая цефеида на расстоянии 10-12 тысяч световых лет от Солнца в созвездии Насоса. Представляет собой бело-жёлтый сверхгигант спектрального класса F6Iab, видимая звёздная величина меняется в пределах от 8,86 до 9,76 с периодом 5,89820 дней.
Цефеиды II типа — переменные звёзды, пульсирующие с периодами от 1 до 50 суток. Являются представителями населения II типа: старые, обычно малометалличные и маломассивные объекты.
Пульсирующие переменные — класс переменных звёзд, которые меняют свою светимость из-за поочерёдного расширения и сжатия внешних слоёв и изменения их температуры.
