T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Düzensiz değişenler, parlaklık değişimleri düzenli bir periyot göstermeyen değişen yıldızlardır. Düzensiz değişenler, patlayan ve zonklayan olmak üzere iki ana alt grupta incelenir:
Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar. Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür. Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.
Parlak mavi değişenler, tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.
Chi2 Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1751 ışık yılı uzaklıkta bulunan B-tipi mavi bir süperdev yıldızdır. Parlaklığı 2,87 günlük bir süre içinde, 4,67 kadir ile 4,72 kadir aralığında değişkenlik gösterir. 1943 yılından bu yana bu yıldızın tayfı, diğer yıldızların sınıflandırılmasında istikrarlı dayanak noktalarından biri olarak kullanılmıştır. Gemini OB1 Birliği'nin bir parçasıdır.
Chi1 Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 28 ışık yılı uzaklıkta bulunan ikili yıldız sisteminin birincil bileşenidir ve G-tipi sarı anakol yıldızıdır. Diğer bileşen, 14,1 yıllık bir yörünge dönemine ve Güneş kütlesinin %15'ine sahip soluk bir yıldızdır. Tayf tipi M6 olarak tahmin edilmektedir. Birincil bileşenden ortalama uzaklığı 6,1 AU'dur fakat 3,3 AU ile 8,9 AU arasında değişen oldukça yüksek yörünge dışmerkezliğine sahiptir.
Sigma Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 950 ışık yılı uzaklıkta bulunan beşli yıldız sistemidir. Sigma Orionis, Gökada içinde Güneş'e göre 30,6 km/sn'lik bir hızla hareket eder. Gökada merkezinden uzaklığı, 24.300 ile 26.400 ışık yılı aralığında değişmektedir.
Pi5 Orionis (π5 Ori, π5 Orionis), Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1.301 ışık yılı uzaklıkta bulunan ikili yıldız sistemidir. Büyüklüğü 3,72 kadirdir ve tek bir nesne gibi görünür, ayrıca 5 Orionis ile görsel bir çift oluştururlar.
Kappa Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 645 ışık yılı uzaklıkta bulunan B-tipi mavi bir süperdev yıldızdır. Takımyıldızın en parlak altıncı yıldızıdır ve Avcı'nın ana dörtgenini oluşturan yıldızların güneydoğu köşesinde yer alır. Geleneksel adı Saif, Arapça سیف الجبّار saif el jabbardan gelir ve Dev'in kılıcı anlamındadır. Bu isim aslında Eta Orionis için söylenmiştir.
S Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 702 ışık yılı uzaklıkta bulunan M-tipi kırmızı dev yıldızdır. S Ori, Mira tipi bir değişen yıldızdır ve görünür parlaklığı 414 günlük bir süre içerisinde; 7,2 kadir ile 14,0 kadir aralığında değişkenlik göstermektedir.
FU Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 1.600 ışık yılı uzaklıkta bulunan G-tipi süperdev yıldızdır. FU Ori değişenlerinin prototipidir. 1937 yılında görünür parlaklığı 16,5 kadirden 9,2 kadire yükselmiştir ve o zamandan bu yana 9 kadir civarında olmuştur. Bu yıldız uzun bir süre benzersiz olarak kabul edilmişti, fakat 1970 yılında benzer bir yıldız olan V1057 Cygni keşfedildi ve o zamandan bu yana da bir dizi benzer ilave örnekler keşfedilmiştir. Bu yıldızlar, FU Orionis sınıfı değişen yıldızlarını oluştururlar. Bu tip yıldızlar, parlaklıkları ve tayf tipleri aşırı değişkenlik gösteren anakol öncesi yıldızlardırlar.
U Orionis, Avcı takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 998 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve 120 yılı aşkın bir süredir gözlemlenen, klasik bir uzun dönemli Mira-tipi değişen yıldızdır. 13 Aralık 1885 tarihinde J.E. Gore tarafından keşfedilmiştir. Başlangıçta bir nova olduğu düşünülüyordu ama Harvard'da alınan bir tayf örneği Mira benzeri özelliklerini göstermiştir. Böylece U Orionis, tayf fotoğrafıyla tespit edilen ilk uzun dönemli değişen yıldız olmuştur.
SS Cygni, Kuğu takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 372 ışık yılı uzaklıkta bulunan kataklizmik değişen yıldızdır. SS Cyg, cüce nova değişenlerinin bir alt sınıfı olan SS Cygni değişenlerinin prototipidir. Parlaklığı, 49,5 günlük bir süre içerisinde 7,7 kadir ile 12,4 kadir aralığında değişkenlik gösterir.
Orion değişeni, düzensiz ve patlayan varyasyonlar sergileyen ve genellikle dağınık bir bulutsu ile ilişkilendirilen bir tür değişen yıldızdır. Bu genç yıldızların daha sonra düzenli ve değişken olmayan sıfır-yaş anakol yıldızı olacağı düşünülmektedir. Parlaklık dalgalanmaları çok çeşitli büyüklüklerde olabilir.
RS Canum Venaticorum değişenleri, GCVS'de RS olarak kodlanmış bir değişen yıldız türüdür.
EX Lupi değişenleri veya EX Lupi yıldızları, parlaklıkları ani artışlar sergileyen anakol öncesi yıldızlarıdır.
NML Cygni veya V1489 Cygni, Kuğu takımyıldızı bölgesinde bulunan bir kırmızı üstündev ve bilinen en büyük yıldızlardan birisidir. Yapılan hesaplamalara göre yarıçapı Güneş'i 1.183 defa içine alabilir, ve bu da yaklaşık 15,3 astronomi birimine eşittir. Yıldızın uzaklığı yaklaşık olarak 5.300 ışık yılıdır.
S-tipi yıldız, atmosferinde yaklaşık olarak eşit miktarda karbon ve oksijen bulunan soğuk bir dev yıldızdır. Bu sınıf ilk olarak 1922'de Paul Merrill tarafından, o zamanlar s-süreci elementlerinden kaynaklandığı bilinmeyen alışılmadık soğurma çizgilerine ve moleküler bantlara sahip yıldızlar için tanımlanmıştır. Zirkonyum monoksit (ZrO) bantları, S yıldızlarının ayırt edici bir özelliğidir.
