Цефеиды - это звезды высокой светимости и умеренной температуры (желтые сверхгиганты).

Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году американский астроном Генриетта Ливитт описала зависимость периода изменения блеска цефеид от их светимости: чем ярче звезда, тем продолжительнее период изменения ее блеска. Благодаря найденной Ливитт зависимости можно рассчитать расстояние до каждой цефеиды, измерив ее средний блеск и период переменности. А так как сверхгиганты хорошо заметны, цефеиды можно использовать для определения расстояний даже до сравнительно далеких галактик, в которых они наблюдаются.

Есть и вторая причина особой роли цефеид. В 60-е годы XX века советский астроном Ю.Н. Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда. По зависимости период – возраст нетрудно определить возраст каждой цефеиды. Отбирая звёзды с максимальными периодами и изучая звёздные группировки, в которые они входят, астрономы исследуют самые молодые структуры Галактики.

Кроме цефеид и мирид есть немало других типов пульсирующих звёзд. Некоторые из них в противоположность цефеидам принадлежат к самым старым представителям звёзд. Например, пульсирующие переменные типа RR Лиры во множестве встречаются в шаровых скоплениях, возраст которых свыше 12 млрд. лет.

Двойные затменные переменные. Эти звезды в двойных системах также являются правильными переменными. Однако, если переменные звезды, описанные выше, являются физически переменными, т.е. меняют свой блеск вследствие сложных физических процессов в недрах или на поверхности либо в результате взаимодействия в тесных двойных системах, то переменность затменных переменных звёзд объясняется чисто геометрическими эффектами.

Известны тысячи затменных переменных звезд в двойных системах. Их компоненты, перемещаясь по своим орбитам, временами заходят один за другой. Самая знаменитая затменная переменная звезда – Алголь. В этой системе компоненты не слишком близки между собой, поэтому их форма мало искажена – они почти шарообразны. Переменные, подобные Алголю, практически не меняют блеска, пока не наступит затмение.

Не все переменные звёзды меняют свое излучение регулярно, с определенным периодом. Особая группа переменных – самые молодые звезды, сравнительно недавно (по космическим масштабам) сформировавшиеся в областях концентрации межзвёздного газа. Такие звёзды впервые обнаружил в XIX веке русский астроном Отто Васильевич Струве в огромном комплексе вокруг туманности Ориона, поэтому их стали называть орионовыми переменными. Нередко их называют переменными типа Т Тельца, по одной из известных молодых переменных звезд. Орионовы переменные часто меняют блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанной с вращением вокруг оси.