Физическими переменными называются звезды, которые изменяют свою светимость в результате физических процессов, происходящих в самой звезде. Такие звезды могут и не иметь постоянную кривую блеска. Первую пульсирующую переменную открыл в 1596 году Фибрициус в созвездии Кита. Он назвал ее Мирой, что означает «чудесная, удивительная». В максимуме Мира хорошо видна невооруженным глазом, ее видимая звездная величина 2m, в период минимума она уменьшается до 10m, и видна только в телескоп. Средний период переменности Миры Кита 3 331,6 суток.
В 1783 году Эдуард Пиготт обнаружил изменения блеска η Орла с периодом 7,17 дней. В 1784 году Джон Гудрайк открыл переменность звезды δ Цефея (период 5,366 дней). Все переменные звезды, в том числе затменно-переменные, имеют специальные обозначения. Впереди названия соответствующего созвездия ставятся буквы латинского алфавита R, S, T… или просто букву V (англ. variable «переменный») с цифрами.
Цефеидами называются пульсирующие звезды высокой светимости, названные так по имени одной из первых открытых переменных звезд – δ Цефея. Это желтые сверхгиганты спектральных классов F и G, масса которых превосходит массу Солнца в несколько раз. В ходе эволюции цефеиды приобретают особую структуру – на определенной глубине возникает слой, который аккумулирует энергию, приходящую из ядра звезды, а затем отдает ее. Цефеиды периодически сжимаются, температура цефеид растет, уменьшается радиус. Затем площадь поверхности растет, ее температура уменьшается, что вызывает общее изменение блеска. Исследование спектров цефеид показывает, что периодически изменяются лучевые скорости: вблизи максимума блеска фотосферы этих звезд приближаются к нам с наибольшей скоростью, а вблизи минимума – с наибольшей скоростью удаляются от нас. Это следует из анализа спектров цефеид на основе эффекта Доплера. Таким образом, периодически изменяется радиус цефеиды. Чем больше период изменения блеска цефеиды, тем больше ее светимость.
Цефеиды играют особую роль в астрономии. В 1908 году Генриетта Ливитт, изучая цефеиды в Малом Магеллановом Облаке, заметила, что чем меньше видимая звездная величина цефеиды, тем большее период изменения ее блеска. Поскольку все звезды ММО удалены от нас на примерно одинаковое расстояние, то видимая звездная величина m цефеид отражает ее светимость L. А так как сверхгиганты хорошо заметны на больших расстояниях, эту зависимость можно использовать для определения расстояний до галактик. Так, к 1999 году по измерениям 800 цефеид в 18 галактиках была уточнена постоянная Хаббла, которую теперь считают равной 70 км/с на 1 Мпк с точностью 10 %.
В 60-е годы советский астроном Юрий Ефремов установил, что чем продолжительнее период цефеиды, тем моложе эта звезда.
Звезды типа RR Лиры быстро меняют свой блеск. У большинства из них периоды заключаются в пределах 0,2–0,8 суток, а амплитуды блеска составляют в среднем около одной звездной величины. Это звезды спектральных классов А–F. Такие пульсирующие переменные часто встречаются в шаровых звездных скоплениях. Их свойства, как и свойства цефеид, используют для вычисления астрономических расстояний.
Особая группа переменных – молодые звезды типа T Тельца, впервые открытые Отто Васильевичем Струве в XIX веке. Они меняют свой блеск беспорядочным образом, но иногда у них прослеживаются и признаки периодичности, связанные с вращением вокруг оси.
R Северной Короны и похожие на нее звезды ведут себя совершенно непредсказуемым образом. Обычно эту звезду можно разглядеть невооруженным глазом. Каждые несколько лет ее блеск падает примерно до восьмой звездной величины, а затем постепенно растет, возвращаясь к прежнему уровню. По-видимому, эта звезда-сверхгигант сбрасывает с себя облака углерода, который конденсируется, образуя нечто вроде сажи. Если одно из этих густых черных облаков проходит между нами и звездой, оно заслоняет свет звезды, пока облако не рассеется в пространстве.
Звезды типа R Северной Короны производят густую пыль, что имеет немаловажное значение в областях, где образуются звезды.
