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.
Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в ~104, блеска — на ~12 звёздных величин). В максимуме светимости абсолютная звездная величина составляет от −6 до −9m, то есть в 10000—300000 раз ярче Солнца, а общая энергия вспышки достигает 1045—1047 эрг, или 1038—1040 Дж (Солнце высвечивает такую энергию за 8—800 тыс. лет).
Протозвезда — звезда на начальной стадии своей эволюции и на заключительном этапе своего формирования перед возникновением термоядерного синтеза. Точные границы этого понятия размыты, а сами протозвёзды могут иметь совершенно разные характеристики. Однако в любом случае в процессе эволюции звёзд отправной точкой стадии протозвезды является начало сжатия молекулярного облака, а завершающей — момент, когда основным источником энергии звезды становится термоядерный синтез и она становится полноценной звездой главной последовательности. В зависимости от массы протозвезды, данная стадия может продолжаться от 105 лет для самых крупных объектов до 109 лет для самых маломассивных.
P Лебедя — переменная звезда в созвездии Лебедя. Является ярко-голубым переменным гипергигантом, относящимся к спектральному типу B1Ia+, что делает её одной из самых ярких звёзд Млечного Пути. Находится на расстоянии около 6000 световых лет от Земли.
Псевдосверхновые, также известные как сверхновые типа V, аналоги Эты Киля — гигантские вспышки голубых переменных звёзд высокой светимости.
Звёзды ти́па T Тельца́ — класс переменных звёзд, названный по имени своего прототипа T Тельца. Обычно их можно обнаружить рядом с молекулярными облаками и идентифицировать по их переменности в оптическом диапазоне и хромосферной активности.
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).
FU Ориона — неправильная переменная звезда в созвездии Ориона, прототип фуоров, жёлтый сверхгигант спектрального класса G.
V1057 Лебедя – неправильная переменная звезда в созвездии Лебедя, фуор.
Переменные типа RV Тельца — это пульсирующие желтые сверхгиганты высокой светимости спектрального класса F или G в максимуме блеска и спектрального типа K или M минимуме. По продолжительности их периодов они занимают промежуточное положение между классическими цефеидами и миридами. Их периоды заключены в пределах от 30 до 150 суток. Среди них есть две звезды достаточно яркие, чтобы их можно было наблюдать в бинокль: АС Геркулеса и R Щита.
Переменные типа R Северной короны — эруптивные переменные звёзды, которые изменяют светимость в двух режимах: пульсации низкой амплитуды, и нерегулярные непредсказуемые внезапные падения блеска на 1—9m от среднего значения. Переменность прототипа — звезды R Северной Короны — была обнаружена английским астрономом-любителем Эдвардом Пиготтом в 1795 году, когда он первым зарегистрировал загадочное падение блеска звезды. С тех пор было открыто около 30 переменных типа R Северной короны, что делает этот класс звезд очень редким.
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.
U Близнецов — звезда в созвездии Близнецов, является прототипом карликовых новых. Двойная система состоит из белого карлика и вращающегося по очень близкой орбите красного карлика. Примерно каждые 100 дней на поверхности звезды происходит вспышка, что приводит к существенному повышению яркости звезды.
RR Телескопа — симбиотическая звезда в созвездии Телескопа. В период с 1889 по 1944 год её фотографическая звёздная величина менялясь в диапазоне от 12m,5 до 16m,6. В конце 1944 года она вспыхнула, увеличив свою яркость на 6 величин до примерно 6m,6. Однако эта вспышка не была замечена до июля 1948 года, когда она получила название Новая в Телескопе 1948. Только лишь изучение архива фотопластинок позволило установить более точное время вспышки. После вспышки звезда медленно снижала яркость, при этом в её спектре происходили значительные изменения. По состоянию на август 2013 года её видимая величина около 12m. В Северном полушарии видимость начинается с 35-й северной параллели.
Звёзды типа AM Гончих Псов — редкий тип катаклизмических переменных звёзд, названных по имени их прототипа — AM Гончих Псов. Эти переменные представляют собой очень тесные системы из белого карлика и гелиевой звезды либо другого белого карлика. Они образуют полуразделённую тесную двойную систему, в которой вещество со звезды аккрецирует на белый карлик. Орбитальные периоды этих систем также очень коротки и обычно составляют меньше часа. Эти звёзды лишены водорода, зато богаты гелием, и, соответственно, в их спектрах сильны линии гелия. Эти объекты также должны являться источниками гравитационного излучения, вероятно, достаточно сильного, чтобы его можно было зарегистрировать с космического лазерного интерферометра такого, например, как LISA.
AG Киля — звезда в созвездии Киля. Относится к ярким голубым переменным, является одной из самых мощных известных звёзд Млечного Пути. Большое расстояние и располагающаяся вдоль луча зрения пыль приводит к тому, что данная звезда не всегда видна невооружённым глазом. Видимая звёздная величина изменяется в пределах от 5,7m до 9m.
Хи² Ориона — звезда-сверхгигант спектрального класса B в созвездии Ориона. Обладает видимой звёздной величиной 4,63. С 1943 года спектр данной звезды является одним из эталонных при классифицировании других звёзд.
Z Большого Пса — звезда спектрального класса B в созвездии Большого Пса. Обладает средним значением видимой звёздной величины приблизительно 9,85, хотя во время вспышек может увеличивать блеск на 1-2 звёздные величины, как в 1987, 2000, 2004 и 2008 годах.
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.
Сигма Ориона — кратная звезда в экваториальном созвездии Ориона, состоящая из самых ярких членов молодого рассеянного звёздного скопления. Она находится в восточной части пояса Ориона, к юго-западу от Альнитака и к западу от туманности Конская Голова, которую он частично освещает. Сигма Ориона имеет видимую звёздную величину +3,80m, и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на внутригородском небе.
