RR Lyrae, Lyra takımyıldızı içinde değişken bir yıldızdır. Düzenli radyal zonklama yaparlar. A-F tayf türü yıldızlardır. Periyotları 0,3-2,4 gün arasındadır. Işık değişiminin genliği 0,2-2 kadirdir. Düzenli dönem değişimi gösteriyor (Blazhko etkisi,11,6-512 gün).
GCVS kataloğunda 6000'e yakın RR Lyrae vardır; bunların %50'si RRab türü, %6'sı RRc türüdür.
Lyra ya da Çalgı takımyıldızı, modern 88 takımyıldızdan biridir.
Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.
Messier 4 veya M4 Akrep takımyıldızı yönünde bulunan bir küresel yıldız kümesidir. Philippe Loys de Chéseaux tarafından 1746 yılında keşfedilmiş ve Charles Messier 1764 yılında kataloğuna eklemiştir. Bireysel yıldızlardan oluştuğuna karar verilen ilk yıldız kümesidir.
Messier 5 veya M5 Yılan takımyıldızı yönünde bulunan bir Küresel yıldız kümesidir. Gottfried Kirch tarafından 1702 yılında keşfedilmiştir.
RR Lyrae değişenleri, yaygın olarak küresel yıldız kümelerinde bulunan özel bünyesel değişen, zonklayan bir yıldız türüdür. RR Lyrae türü değişen yıldızların mutlak parlaklığı bilinmektedir. Gözlemlerle görünür parlaklığı ölçülebildiği takdirde, içinde RR Lyrae gözlenebilen yakın gökadaların uzaklıkları da bulunabilir. Bu özellikleri ile bu yıldızlar, Gökbilim'de çok önemlidirler.
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.
Yarıdüzenli değişen yıldızlar yüksek ışınım gücüne sahip soğuk yıldızların hemen hemen tamamı değişkenlik gösterir. Bu onların temel karakteristiklerinden biridir. Bu nedenle geç tür yıldızlar arasından fotometrik standartlar bulmak oldukça güçtür.
RV Tauri değişenleri, maksimum ışıkta, tayflarında F ve G türü, minimum ışıkta ise G ve K türü yıldızların tipik çizgilerini gösteren parlak, sarı üstdevlerdir. Görsel bölge ışık eğrileri benzer minimumlar arası 30 – 150 günlük dönemlerle ardışık sığ ve derin minimumlar göstermektedir ve değişim genlikleri genellikle 2-3 kadir arasındadır. Bazı örneklerinde 3 kadiri geçebilmektedir. Çapsal zonklama yaparlar.
Alfa Cygni değişenleri, GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A üstdev yıldızları. Bu grupta sadece B ve A türü süperdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır. MK tayf sınıflamasına göre sahip oldukları ışınım sınıfları, artan ışınım gücü sırasıyla Ib, Iab, Ia ve Ia+ dır. H-R diyagramında yer alan en parlak üstdevlere üstündevler denir ve değişen yıldızlar olarak Parlak Mavi Değişenler (LBV) adı ile anılır. Buna göre Ia üstdevleri LBV-öncesi cisimler olarak da adlandırılmaktadır. Çok sayıda araştırmacı O, B ve A türü üstdevlerin tamamının değişen yıldız olduğunu göstermişlerdir. Bu üstdevlerden en parlak olanlarının göstermiş oldukları ışık değişim genlikleri, LBV'lerin sakin evrelerinde gösterdikleri mikrodeğişimlerle benzerdir. Değişim düzeyi tüm tayf türleri için artan ışınım gücü ile beraber artış göstermektedir.
Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır. Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır veya hiç görünmez.
Beta Lyrae değişenleri, birincil ve ikincil yıldız örtülmelerinin farklı miktarlarda ışık azalmasına neden olması ve ışık eğrilerinin sürekli değişmesiyle karakterize edilen bir örten ikili yıldız türüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birincil ve ikincil minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin birincil minimum derinlikleri, ikincil minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur ve baskın tayf türü B-A arasındadır.
Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.
Messier 75, Yay takımyıldızı bölgesinde yaklaşık olarak 67.500 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir küresel yıldız kümesidir. Pierre Méchain tarafından 27 Ağustos 1780 tarihinde keşfedilmiş ve aynı yıl Charles Messier'in kataloğuna eklenmiştir.
Messier 28 Yay takımyıldızı yönünde bulunan bir küresel yıldız kümesi. Charles Messier tarafından 1764 yılında keşfedilmiştir.
Messier 62 Yılancı takımyıldızı yönünde bulunan bir küresel yıldız kümesi. 1771 yılında Charles Messier tarafından keşfedilmiştir.
NGC 185 Kraliçe takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak iki milyon ışık yılı uzaklıkta bulunan bir cüce küremsi galaksidir. Andromeda Galaksisi'nin bir uydusudur ve 30 Kasım 1787 tarihinde William Herschel tarafından keşfedilmiştir. Pek çok cüce eliptik galaksiden farklı olarak genç yıldızlardan oluşan kümeleri içerir. NGC 185, etkin (AGN) bir galaksi çekirdeğine sahiptir ve tip 2 Seyfert galaksisi olarak sınıflandırılır. Yapı bakımından NGC 205'e benzeyen galaksi, OB yıldızları, toz bulutları, H I bulutları ve genç mavi yıldızları içermektedir. NGC 185'te çok sayıda değişen yıldız bulunmuştur. Bunlardan 151 tanesi RR Lyrae ve beş tanesi de sefe türü değişen yıldızlardır.
NGC 362, Tukan takımyıldızı yönünde ve Küçük Macellan Bulutu içinde yaklaşık olarak 28,000 ışık yılı uzaklıkta bulunan bir küresel yıldız kümesidir. 1 Ağustos 1826 tarihinde James Dunlop tarafından keşfedilmiştir.
NGC 1835, Yeni Genel Katalog'da yer alan bir küresel yıldız kümesidir. Gökyüzünde Kılıçbalığı takımyıldızı yönünde bulunur. İskoç astronom James Dunlop tarafından 1826 yılında 22,86 cm çaplı aynalı tip bir teleskopla keşfedilmiştir. Büyük Macellan Bulutu'nun en zengin küresel kümelerinden birisidir ve 84 tane RR Lyrae yıldızı içerir.
NGC 1841, Yeni Genel Katalog'da yer alan bir küresel yıldız kümesidir. Gökyüzünde Masa takımyıldızı yönünde bulunur. İngiliz astronom John Herschel tarafından 1836 yılında 47,5 cm çaplı aynalı tip bir teleskopla keşfedilmiştir. Büyük Macellan Bulutu'nun yaklaşık 15° uzağında yer alan küme içinde 15 RR Lyrae yıldızı tespit edilmiştir.
Başak Yıldız Akıntısı veya Başak Aşırı Yoğunluğu, 2005 yılında keşfedilen ve Başak takımyıldızında bulunan bir yıldız akıntısı için önerilen isimdir. Akıntının, Samanyolu ile birleşme sürecinde olan bir cüce küremsi gökadanın kalıntıları olduğu düşünülmektedir. Gece gökyüzünde kapladığı alan bakımından Dünya'dan görülebilen en büyük gökadadır.