Полуправильные переменные звёзды — долгопериодические пульсирующие переменные звёзды с заметной периодичностью и значительными неправильностями в изменениях блеска. Эти звёзды — гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего спектрального типа, показывающие значительную периодичность их яркостных изменений, сопровождаемых или иногда прерываемых различными нарушениями. Периоды изменений их блеска лежат в диапазоне от 20 до 2000 и более дней, в то время как формы кривых блеска могут быть различными и даже переменными с каждым циклом. Амплитуды кривой блеска могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин (обычно 1-2 m в V-фильтре)[1][2].
Полуправильные переменные звёзды были разделены на четыре категории ещё много десятилетий назад, а пятая, связанная с ними группа, была определена в последнее время. Первоначальные определения четырёх основных групп были формализованы в 1958 году на десятой Генеральной ассамблее Международного астрономического союза (МАС)[2]. Общий каталог переменных звезд (ОКПЗ) обновил определения с некоторыми дополнениями и предоставил более новые эталонные звезды, где старые примеры, такие как S Лисички, были переклассифицированы[1][3].
Полуправильные переменные звёзды, в частности, подклассы SRa и SRb, часто группируют с миридами в единый класс долгопериодических переменных звёзд. В других ситуациях этот термин расширяется, чтобы охватить почти все холодные пульсирующие звезды. Полуправильные переменные звёзды имеют много общего с миридами, за исключением того, что мириды обычно пульсируют в нормальном режиме, а полуправильные гиганты — в одном или нескольких обертонах[5].
Фотометрические исследования в Большом Магеллановом Облаке, с помощью которых ищут события гравитационного микролинзирования, показали, что по существу все холодные проэволюционировавшие звёзды являются переменными, причем самые крупные из них показывают очень большие амплитуды изменения яркости, а более теплые звезды — только микро-вариации. Полуправильные переменные звёзды попадают в одну из пяти основных последовательностей отношений периода и яркости, отличаясь от мирид только пульсированием в режиме обертонов. А близкие к ним по типу звёзды OSARG (OGLE small amplitude red giant — красные гиганты с малой амплитудой, открытые в рамках проекта OGLE) пульсируют в неизвестном режиме[6][7].
Многие полуправильные переменные показывают длительные вторичные периоды в десять раз большие основного периода пульсации с амплитудами в несколько десятых долей на видимых длинах волн. Причина таких пульсаций неизвестна[5].