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.
Медленные неправильные переменные — переменные звезды, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Отнесение переменных к этому типу, зачастую обусловлено лишь недостаточной изученностью этих объектов. Многие из них могут оказаться полуправильными переменными или переменными других типов.
Орионовы переменные — разновидность неправильных переменных звёзд, связанных со светлыми и тёмными диффузными туманностями или наблюдаемых в районах таких туманностей. У некоторых из них может наблюдаться цикличность изменений блеска, связываемая с осевым вращением. Вариации яркости могут достигать нескольких звёздных величин. На диаграмме спектр-светимость расположены в районе главной последовательности и в области субгигантов. Это молодые звёзды — их возраст не превышает нескольких миллионов лет. После выхода на главную последовательность они теряют переменность или становятся регулярными переменными. Делятся на следующие подтипы:
- INA — орионовы переменные ранних спектральных типов.
- INB — орионовы переменные средних и поздних спектральных типов.
- Орионовы переменные типа Т Тельца. Относятся к этому типу на основании следующих признаков. Спектральные классы заключены в пределах Fe-Me. Спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы. Специфическим признаком типа является наличие флюоресцентных эмиссионных линий Fe1 4046, 4132, эмиссионных линий SII и OI, а также линии поглощения LiI 6707. Эти переменные наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.
- Фуоры — орионовы переменные типа FU Ориона. Характеризуются продолжающимся несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6m, после чего наступает относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его на 1-2m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea. После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна из таких переменных показала подобную вспышку, но ослабление её блеска началось сразу же после достижения максимума. Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными кометообразными туманностями.
- В случаях, когда наблюдаются очень резкие изменения блеска, к обозначению типа звёзд добавляется буква S (INS).
- В спектрах некоторых орионовых переменных наблюдаются тёмные компоненты с длинноволновой стороны эмиссионных линий, что свидетельствует о падении вещества на поверхность звезды. В классификации ОКПЗ они обозначаются IN(YY).
Be-звёзды — очень горячие звёзды спектрального класса B со светимостью класса от III до V, спектр которых показывает по крайней мере одну эмиссионную линию излучения — как правило, бальмеровскую серию водорода. Иногда присутствуют другие линии излучения, например нейтрального гелия, но они, как правило, значительно слабее. Be-звёзды могут проявлять эмиссионные линии только время от времени, то есть иногда показывать спектр обычной звезды класса B. Также может возникнуть ситуация, когда до сих пор нормальная B-звезда становится Be-звездой.
Оболочечная звезда — звезда, спектр которой указывает на то, что её по экватору окружает газовый диск. Оболочки вокруг звезды до сих пор считаются не вполне объяснёнными, хотя частично их возникновение объясняется быстрым вращением. Оболочечные звёзды имеют спектральный класс от O7,5 до F5, но в их спектрах чрезвычайно широки линии поглощения за счёт наличия диска и быстрого вращения. Скорость вращения на экваторе достигает 200—250 км/с, и недалека от той, при которой звезду бы разорвало. Они могут иметь слабое мерцание из-за планет, которые образовались из газопылевого диска. Их существование не столь необычно: известны два гипергиганта и одна звезда B-класса на главной последовательности с планетами, так что это вполне возможно. Спектры и общие свойства оболочки звезды крайне трудно интерпретировать, так как их спектры искажены сильными эмиссионными линиями. Таким образом, и класс светимости, и точный спектральный класс могут быть определены неверно.
Переме́нные ти́па Ля́мбды Эрида́на — Be-звезды, которые показывают очень маленькие, но исключительно регулярные вариации яркости с периодом от 0,4 до 2 дней, что может быть вызвано комплексом причин: пульсациями или вращением и звёздными пятнами. Примером подобной звезды является Ахернар.
PV Телескопа — сверхгигант спектрального класса B в созвездии Телескоп. Является прототипом переменных звезд типа PV Телескопа. На 2008 год, существует 12 подтвержденных переменных этого типа.
Переменные звезды имеют специальные обозначения, если они ещё не были обозначены буквой греческого алфавита, в формате обозначения Байера, в сочетании с именем созвездия в родительном падеже, в котором эта звезда находится..
Звезда Романо — яркая голубая переменная звезда в галактике Треугольника (M33) в созвездии Треугольника.
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.
Новая Персея 2018 — яркая новая звезда, открытая в созвездии Персея 29 апреля 2018 года. Ранее была известна как карликовая новая и имела обозначение V392 Персея.
X Персея — массивная рентгеновская двойная звезда в созвездии Персея, находящаяся на расстоянии около 950 пк от Солнца.
UU Возничего — углеродная звезда, а также двойная звезда в созвездии Возничего. Она расположена на расстоянии примерно 341 пк от Земли.
Йота Кассиопеи — звезда в северном созвездии Кассиопея. Звезда имеет видимую звёздную величину 4.53m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе. Радиальная гелиоцентрическая скорость звезды равна +1 км/с и это значит, что звезда удаляется от Солнца.
Долгопериодические переменные (ДПП) англ. Long-period variable star — различные группы холодных пульсирующих переменных звёзд. В англоязычной литературе часто сокращается до LPV.
Дельта Центавра — звезда в южном созвездии Центавра. Видимая звёздная величина составляет +2,57, звезда хорошо видна невооружённым глазом. Измерения параллакса дают оценку расстояния от Солнца до звезды приблизительно 410 световых лет.
Эта Центавра — звезда в южном созвездии Центавра. Обладает видимой звёздной величиной +2,35, видна невооружённым глазом. Звезда находится на расстоянии около 306 световых лет от Солнца. В традиционной китайской астрономии Эта Центавра известна как 庫樓二.
Лямбда Павлина — одиночная переменная звезда в созвездии Павлина. Бело-голубая звезда, слабо видна невооружённым глазом, обладает видимой звёздной величиной около 4,22. Звезда находится на расстоянии около 1400 световых лет от Солнца, оценка получена по данным о годичном параллаксе. Входит в состав ассоциации Скорпиона — Центавра.
HK Водолея — переменная звезда в северном созвездии Водолея. Звезда примечательна тем, что она необычно активна для изолированного красного карлика; она быстро вращается, создавая сильное магнитное поле, которое создаёт большие звездные пятна и мощные вспышки. Подобное поведение характерно для очень молодых звёзд; хотя HK Водолея и лежит вдалеке от любых молодых рассеянных звёздных скоплений, всё таки она считается возможный выброшенным членом рассеянного звёздного скопления Плеяд.
WR 1 — звезда Вольфа — Райе на расстоянии около 10300 световых лет от Солнца в созвездии Кассиопеи. По радиусу звезда превосходит Солнце всего лишь чуть более, чем в два раза, но вследствие высокой температуры светимость превышает солнечную в 758 тысяч раз.
