Яркость некоторых звезд непостоянна и изменяется в течение определенных периодов времени — от часов до недель или даже года. Яркость переменной звезды можно определить путем сравнения с окружающими звездами, имеющими постоянную яркость. Главная причина переменной яркости —в изменении размера звезды из-за ее нестабильности. Наиболее известны пульсирующие звезды класса Цефеид, названные по их прототипу — звезде δ (дельта) Цефея. Это жел­тые сверхгиганты, пульсирующие каждые несколько дней или недель, вследствие чего меняется их яркость.

Важность таких звезд для астрономов в том, что пе­риод их пульсации напрямую связан с яркостью: самые яркие Цефеиды имеют наибольший период пульсации. Следовательно, наблюдая период пульсации Цефеид, можно точно определить их яркость. Сравнивая вычис­ленную яркость с видимым с Земли блеском звезды, можно определить, как далеко она находится от нас.

Цефеиды сравнительно редки. Самый многочис­ленный тип переменных звезд — это красные гиганты и сверхгиганты; все они в той или иной степени пере­менны, однако они не обладают такой четкой перио­дичностью» как Цефеиды. Наиболее известный пример изменчивого красного гиганта — это υ (омикрон) Кита, известная как Мира (см. стр. 100). Изменения некото­рых красных переменных звезд, таких как сверхги­гант Бетельгейзе, не имеют никакой закономерности. К совершенно иному типу переменных звезд относят­ся двойные-затменные звезды. Они состоят из двух звезд со взаимосвязанными орбитами; одна из них периодиче­ски закрывает от нас другую. Каждый раз, когда одна звезда затмевает другую, видимый нами свет системы звезд ослабевает. Наиболее известная из таких — звезда Алголь, называемая также β (бета) Персея.

Наибольшее впечатление производят переменные звезды, блеск которых изменяется внезапно и часто очень сильно. Их называют новыми и сверхновыми. Считается, что новая — это две близко расположен­ные звезды, одна из которых является белым карли­ком. Газ от другой звезды оттягивается белым карли­ком, взрывается, и свет звезды на некоторое время увеличивается в тысячи раз. При взрыве новой звезда не разрушается. Взрывы некоторых новых наблюда­лись не один раз, и, возможно, новые появляются вновь через некоторое время. Новые часто первыми замечают астрономы-любители.

Еще более эффектны сверхновые — небесные ката­клизмы, которые означают смерть звезды. При взры­ве сверхновой звезда разрывается на кусочки и закан­чивает свое существование, вспыхивая на время в миллионы раз сильнее, чем обычные звезды. Там, где происходит взрыв сверхновой, остаются обломки звез­ды, разлетающиеся в космическом пространстве, как, например, в Крабовидной туманности в созвездии Тельца и в туманности Вуаль созвездия Ле­бедь.

Сверхновые бывают двух типов. Один из них — это взрыв белого карлика в двойной звезде. Другой тип — когда звезда во много раз больше Солнца стано­вится нестабильной и взрывается. Последняя сверх­новая в нашей галактике наблюдалась в 1604 году, еще одна сверхновая вспыхнула и была видна нево­оруженным глазом в Большом Магеллановом Облаке в 1987 году.

В телескоп видно, что многие звезды не оди­нарные, как кажется, когда смотришь невоору­женным глазом, а имеют одного или нескольких соседей. В действитель­ности они не всегда свя­заны между собой, а про­сто расположены на од­ной линии от нас. Такие звезды называются оп тически двойными.

В большинстве случа­ев звезды связаны силой притяжения и вращают­ся вокруг друг друга; время обращения зави­сит от расстояния между ними. Пара звезд, свя­занных таким образом, называется двойной звездой; иногда целые семейства из трех или более звезд могут быть взаимосвязаны си­лой тяготения· образуя кратные звезды.

Видимое расстояние между звездами в двойной звез­де измеряется в секундах дуги. Минута дуги (') содер­жит 60 секунд ("), 60 минут дуги составляют градус (); таким образом, одна секунда дуги составляет 1/3600 градуса. Видимый диаметр Луны составляет около 30 минут дуги или 0,5 градуса.

Двойные звезды с наиболее удаленными компонен­тами (в несколько секунд дуги и более) можно увидеть в небольшие телескопы и даже бинокли, но чем ближе друг к другу компоненты двойной звезды, тем больше должна быть апертура телескопа. Стабильность состоя­ния атмосферы, называемая видимостью, также влияет на возможность различить близкие двойные звезды. На­иболее яркие примеры наблюдаемых двойных звезд описаны в тексте, сопровождающем каждую карту.