Не у всех переменных звезд изменения блеска предсказуемы. Существуют многочисленные неправильные переменные, которые, подобно звездам, пульсирующим правильным образом, подразделяют на группы со сходным характером переменности. Например, для всех полуправильных переменных звезд, таких, как Бетельгейзе, можно указать лишь приблизительное значение периода-интервала времени между двумя последовательными максимумами или минимумами блеска. Звезды типа R Северной Короны обычно пребывают в максимуме блеска, но временами он неожиданно падает до минимума. Звезды типа U Близнецов, или «карликовые новые», обычно находятся в минимуме блеска, но иногда их блеск быстро достигает максимума, а затем вновь ослабевает. Звезды типа RV Тельца – гиганты класса G или К, у которых чередуются глубокие и мелкие минимумы, причем на это накладываются промежутки времени, когда переменность носит совершенно неправильный характер. Вспыхивающие звезды, например UV Кита, карлик класса М, внезапно за несколько минут повышают свой блеск и очень недолго остаются в максимуме, поэтому полный цикл их изменений проследить нетрудно. Повторные новые испытывают внезапные сильные вспышки, разделенные многими годами: так, Т Северной Короны вспыхнула в 1866 г., а затем в 1946 г. Нормальные новые вспыхивают только один раз, а затем возвращаются к исходному слабому блеску. Уникальную очень яркую звезду η Киля можно классифицировать как псевдоновую.
Кривые блеска неправильных переменных и новых принято представлять так же, как и кривые блеска правильных переменных – в виде графика, связывающего видимую звездную величину (она соответствует такому блеску небесного объекта, каким его видит глаз; чем ярче объект, тем меньше численное значение этой величины) и время. Следует подчеркнуть; что видимая величина звезды – это ее кажущаяся яркость при наблюдениях с Земли, и потому она не дает надежного представления об истинной светимости звезды.

Полуправильные и неправильные переменные звезды

Большинство полуправильных переменных звезд – красные гиганты. Их считают неустойчивыми образованиями, потому что они то расширяются, то сжимаются.
Одна из таких звезд – Бетельгейзе в созвездии Ориона. Временами ее блеск почти достигает блеска Ригеля; ее средняя звездная величина (0,85) близка к блеску Альдебарана. Между двумя максимумами проходит около 5-6 лет, но неправильности периода ярко выражены. Другая полуправильная переменная, Рас-Альгети, или α Геркулеса, легко доступна для наблюдении невооруженным глазом. Обычно изменения звездной величины у полуправильных переменных невелики.
Большинство неправильных переменных видн о только в телескоп, но γ Кассиопеи может достигать блеска Кастора в созвездии Близнецов, как это произошло, например, в 1936 г. При этом наблюдались очень интересные спектральные изменения; по-видимому, звезда сбросила газовую оболочку.
Вероятно, самой удивительной переменной на небе является η Киля, находящаяся в южном полушарии. В середине XIX в. она сияла ярче любой другой звезды на небе, кроме Сириуса, но с 1867 г. она сделалась слишком слабой для наблюдений невооруженным глазом, хотя ее и видно в бинокль. η Киля имеет оранжево-красный цвет, окружена туманностью; в телескоп же она представляется маленьким пятнышком, а не просто точкой, как обычные звезды. Она имеет высокую светимость, но находится очень далеко.

Звезды типа R Северной Короны я типа U Близнецов

Звезды типа R Северной Короны бедны водородом, но богаты углеродом; существует предположение, что минимумы блеска связаны с накоплением углеродных частиц во внешних слоях атмосферы звезды, вследствие чего излучение звезды временно «затеняется». В максимуме блеска R Северной Короны – на границе видимости невооруженным глазом.
По современным представлениям, звезды типа SS Лебедя (или U Близнецов) – тесные двойные, один компонент которых – белый карлик, а другой – красный карлик позднего спектрального класса.

Обычные и повторные новые

Название «новая звезда» не подразумевает действительной новизны; так называют звезды, которые раньше были тусклыми, а затем внезапно увеличили блеск. В прошлом наблюдались некоторые очень яркие новые. Например, Новая Персея (1901) и Новая Орла (1918) в максимуме были ярче 1-й звездной величины. Достигнув максимума блеска, новая опять ослабевает и возвращается к исходной яркости, но на это могут уйти многие годы. Полагают, что вспышка затрагивает только внешние слои звезды, тогда как при взрыве сверхновой звезда полностью разрушается. Многие (возможно, все) новые являются спектральными двойными.
Одна из самых интересных новых наших дней, HR Дельфина, была открыта в июле 1967 г. английским астрономом-любителем Дж. Олкоком. Она так и не стала ярче звездной величины 3,6, но ослабевала медленно и в течение года была видна невооруженным глазом. К 1975 г. она стала слабее 11-й величины, но дальнейшего ослабления блеска не ожидается. Это одна из немногих новых, звездная величина которой до вспышки (она была равна 12) хорошо известна. Так как эта звезда находится на расстоянии примерно 1500 световых лет, мы наблюдаем результаты взрыва, который произошел приблизительно 1500 лет назад.
Известно несколько звезд, которые вспыхивали более одного раза. Например, блеск Т Северной Короны в 1866 г. возрос от 9 до 2 звездной величины, а в 1946 г. – от 10 до примерно 3. Такие звезды называют повторными новыми. Их известно немного.