I. Общие сведения. П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физ

П. з. являются наиболее ценными источниками сведений о физ. характеристиках звёзд. Кроме того, свойства П. з. позволяют использовать их для оценки расстояния до звёздных систем, в состав к-рых они входят; они могут служить индикатором типа звёздного населения таких систем. Будучи при этом легко обнаруживаемыми - и часто на очень больших расстояниях, - П. з. заслуженно пользуются особым вниманием астрономов. Количество переменных и " заподозренных" в переменности звёзд нашей Галактики, включённых в каталоги, составляет ок. 40000 (на 1975); ежегодно число известных П. з. увеличивается в среднем на 500-1000. Ок. 5000 П. з. известно в других галактиках и более 2000 - в шаровых звёздных скоплениях нашей Галактики. П. з., в пределах каждого созвездия, обозначают лат. буквами (одиночными от R до Z или комбинациями двух букв) или номерами с буквой V перед ними.

Из звёзд, изменяющих свой блеск, легче всего обнаруживаются новые звёзды. Появление на небе и исчезновение новых звёзд отмечалось уже в глубокой древности. Наблюдения ярких новых звёзд (точнее - сверхновых звёзд) провели в 1572 Тихо Браге, а в 1604 И. Кеплер. Но первой П. з., меняющей свой блеск более или менее регулярно (а не " временно", подобно новым звёздам), стала открытая нем. астрономом Д. Фабрициусом в 1596 звезда о Кита (Мира); франц. астроном И. Бульо в 1667 определил её период изменения блеска, оказавшийся равным 11 месяцам. В 1669 итал. учёный Дж. Монтанари открыл переменность блеска бета Персея (Алголя). Англ. астроном Дж. Гудрайк (1764-86) обнаружил строгую периодичность ослаблений блеска Алголя, открыл и исследовал переменность блеска бета Цефея, а англ. астроном Э. Пиготт - n Орла. Но систематич. изучение П. з. начал Ф. Аргеландер, к-рый в 40-х гг. 19 в. создал методику глазомерных оценок блеска П. з. В 1866 было известно уже 119 П. з. К кон. 19 в. было доказано, что переменность Алголя вызывается затмениями яркого компонента более тёмным, и, т. о., было обнаружено существование т. н. затменных П. з. Тогда же была выдвинута гипотеза (нем. астроном А. Риттер), согласно к-рой наблюдаемую переменность звёзд можно объяснить их пульсацией. Внедрение в исследования П. з. астрофотографии привело к открытию большого числа новых П. з. К 1915 было известно уже 1687 П. з., к 1940 - 8254. Открытая в 1912 амер. астрономом Г. Ливитт зависимость период - светимость позволила X. Шепли определить расстояние до центра Галактики, а Э. Хабблу доказать в 1924, что туманности, подобные туманности Андромеды, являются независимыми звёздными системами, др. галактиками.

В России систематич. фотографирование и исследование П. з. начали В. К. Цераский и С. Н. Блажко в Москве (1895). Новую эпоху в исследовании П. з. открыло массовое внедрение многоцветной фотоэлектрич. фотометрии с нач. 50-х гг. Совр. светоприёмники позволяют исследовать (при условии хорошего астроклимата) переменность блеска с амплитудой в тысячные доли звёздной величины и временным разрешением в тысячные доли секунды; при тщательных исследованиях обнаруживается, что всё возрастающее количество звёзд, считающихся обычно постоянными, оказывается микропеременным.

В 1946 Международный астрономический союз поручил обозначение новых П. з. и издание каталогов, а также разработку системы классификации Астрономическому совету АН СССР и Гос. астрономическому институту им. П. К. Штернберга (Б. В. Кукаркин, П. П. Паренаго, П. Н. Холопов и др.). С 1928 издаются сборники " Переменные звёзды". В СССР исследования П. з. активно ведутся в астрономич. учреждениях Москвы, Одессы, Крыма, Бюракана, Ленинграда, Абастумани, Душанбе, Ташкента, Казани, Шемахи. За рубежом наиболее интенсивные исследования П. з. ведут Маунт-Вилсоновская, Маунт-Паломарская, Китт-Пикская, Ликская и Гарвардская астрономические обсерватории в США.