Vērša RV tipa maiņzvaigznes ir vēlās evolūcijas stadijās esošas lielas starjaudas F, G vai K spektra klases pulsējošas zvaigznes, kurām periods starp diviem sekojošiem dziļajiem minimumiem ir aptuveni no 30 līdz 150 dienām. Tipiskie pamīšus dziļie un seklie minimumi var būt novērojami gan pastāvīgi, gan nepastāvīgi. Daudzas Vērša RV tipa maiņzvaigznes aptver diskveida putekļu un gāzu struktūra, kas var izraisīt anomālu virsmas ķīmisko sastāvu, kā arī periodisku zvaigznes vidējā spožuma samazināšanos.

Pamatā Vērša RV tipa maiņzvaigznes atrodamas Galaktikas diskā, bet tās ir novērotas arī blīdumā un halo, tajā skaitā lodveida zvaigžņu kopās. Daudzas Vērša RV tipa zvaigznes ir atklātas arī abos Magelāna Mākoņos.

Pirmo Vērša RV tipa maiņzvaigzni – Vairoga R – 1795. gadā atklāja Edvards Pigots (Edward Pigott). Lidija Ceraska (Лидия Петровна Цераская) 1905. gadā atklāja zvaigzni Vērša RV, pēc kuras šai maiņzvaigžņu klasei dots nosaukums. Vērša RV tipa maiņzvaigznes kā atsevišķu klasi pirmo reizi izdalīja Hārlovs Šeplijs (Harlow Shapley) 1918. gadā. Mūsdienās Galaktikā zināmas aptuveni 130 Vērša RV tipa maiņzvaigznes.

Vērša RV tipa maiņzvaigznes pieder zvaigžņu evolūcijas stadijām pēc sarkanā milža fāzes. Tās ir vai nu pēcasimptotiskā milžu zara zvaigznes, kas ir nākamā evolūcijas stadija pēc asimptotiskā milžu zara fāzes, vai arī tā saucamās pēcsarkanā milžu zara zvaigznes, kas rodas dubultzvaigžņu sistēmās, kad sarkanā milžu zara stadijā esošās zvaigznes evolūciju pārtrauc mijiedarbība ar otru zvaigzni. Abos gadījumos tiek nomesti zvaigznes ārējie slāņi, un tālāk evolūcijas gaitā zvaigznes virsmas temperatūra palielinās. Uz kādu laika periodu nonākot nestabilitātes joslā vai tās tuvumā, zvaigzne var sākt pulsēt kā Vērša RV tipa maiņzvaigzne. Virsmas temperatūrai arvien palielinoties, zvaigzne pamet nestabilitātes joslu un pulsācijas apsīkst. Tālāk, ja iepriekš nomestie ārējie zvaigznes slāņi joprojām ir netālu no zvaigznes un nav paspējuši izklīst starpzvaigžņu telpā, var rasties planetārais miglājs. Galu galā zvaigzne beidz savu evolūciju kā baltais punduris.

Pēc fotometriskajām īpašībām Vērša RV tipa zvaigznes iedala RVa un RVb tipos. RVa tipa zvaigznēm spožuma vidējā vērtība (neskaitot ar pulsācijām saistītas izmaiņas) laika gaitā būtiski nemainās. Pie šī tipa zvaigznēm pieskaitāmas, piemēram, Herkulesa AC un Vairoga R. RVb tipa zvaigznēm spožuma vidējā vērtība laika gaitā mainās. Periodiski, ik pēc dažiem simtiem līdz pāris tūkstošiem dienu vidējais spožums samazinās. Šādas spožuma izmaiņas rodas dubultzvaigžņu sistēmās, kur abas zvaigznes aptver putekļu un gāzu disks, kas pret novērotāju ir vērsts slīpi. Tas ir, virziens uz konkrēto dubultzvaigžņu sistēmu nav tuvu ne diska plaknei, ne diska plaknes normāles virzienam. Zvaigžņu orbitālās kustības ap kopīgo masas centru rezultātā dažos laika posmos Vērša RV tipa maiņzvaigzni, kas ir spožāka par otru sistēmas zvaigzni, aizklāj disks, kurā zvaigznes gaisma daļēji absorbējas. Apmēram desmitā daļa no visām Vērša RV tipa maiņzvaigznēm ir ar RVb tipa spožuma izmaiņām. Pie šī tipa zvaigznēm pieskaitāmas, piemēram, Vienradža U un Vērša RV.

Tomēr arī RVa tipa zvaigznēm spožums dažādos pulsāciju ciklos lielākā vai mazākā mērā mainās. Piemēram, spožuma maiņas līknes dziļais minimums vienā pulsāciju ciklā var būt seklāks nekā nākamajā. Arī pats zvaigznes spožuma izmaiņu periods var mainīties no viena pulsāciju cikla uz otru. Bieži novērojama situācija, ka Vērša RV tipa maiņzvaigzne kādu laika posmu pulsē ar tipiskajiem pamīšus dziļajiem un seklajiem spožuma minimumiem, bet kādu citu laika posmu spožumu maina citādāk, piemēram, kā pusregulāra maiņzvaigzne. Dažām Vērša RV tipa maiņzvaigznēm spožuma izmaiņas ir vairāk neregulāras kā citām. Piemēram, Herkulesa AC ir salīdzinoši regulāri pulsējoša Vērša RV tipa maiņzvaigzne, kurai katrs nākamais pulsāciju cikls ir līdzīgs iepriekšējam, savukārt, Vairoga R maina spožumu ļoti neregulāri. Arī RVb zvaigznes var pulsēt vairāk vai mazāk regulāri.

Pēc spektra īpašībām Vērša RV tipa zvaigznes iedala trīs tipos: RVA, RVB un RVC. RVA tipa zvaigžņu spektri atbilst G un K spektra klasēm, bet spožuma minimumu laikā var būt novērojamas spēcīgas titāna oksīda molekulas absorbcijas līnijas. RVB tipa zvaigznes atbilst F spektra klasei, bet precīza klasifikācija nav viennozīmīga un ir atkarīga no tā, kādas spektrāllīnijas tiek izmantotas. Novērojams izteikts CH un CN molekulu absorbcijas līniju mainīgums – dziļo spožuma minimumu laikā tās ir intensīvas, bet citos laika momentos tās nav redzamas. RVC tipa zvaigžņu spektri ir līdzīgi RVB, bet CH un CN molekulu līnijas vai nu ir vājas, vai nav novērojamas vispār. Visu tipu gadījumā pulsāciju laikā spektra klase mainās. Noteiktās pulsāciju fāzēs spektrā novērojamas emisijas līnijas, kā arī tādas absorbcijas līnijas, kas ir sašķeltas divās daļās. Īpatnējās spektrāllīnijas saistītas ar sarežģītām vielas kustībām zvaigznes atmosfērā, ko ierosina zvaigznes pulsācijas.

Vērša RV tipa maiņzvaigžņu spožuma izmaiņu periodus mēdz definēt divos veidos. Vienā no tiem par periodu uzskata laika intervālu starp diviem sekojošiem spožuma minimumiem. Šo sauc par fundamentālo periodu. Otra veida periodu sauc par formālo periodu, un tas ir laika intervāls starp diviem sekojošiem dziļajiem spožuma minimumiem, kas ir divas reizes garāks nekā fundamentālais periods. Visbiežāk tiek norādīts zvaigznes formālais periods, un tas var būt robežās no 30 līdz 150 dienām. Spožuma izmaiņas apmērs dažādām Vērša RV maiņzvaigznēm ir dažāds, bet tas nav lielāks par apmēram četriem vizuālajiem zvaigžņlielumiem. Vērša RV tipa zvaigznes mēdz pieskaitīt otrās populācijas cefeīdām. Līdzīgi kā cefeīdām, arī Vērša RV tipa maiņzvaigznēm novērota perioda-starjaudas sakarība, – tās zvaigznes, kuru pulsāciju periods ir lielāks, tiecas būt ar lielāku starjaudu. Nav līdz galam skaidrs, kāpēc Vērša RV tipa maiņzvaigznes spožumu maina ar pamīšus sekliem un dziļiem minimumiem. Iespējams, tas satīstīts ar to, ka pulsācijas notiek vienlaikus divās modās un vienai no tām atbilstošais periods ir precīzi divas reizes lielāks nekā otrai.

Masas ziņā Vērša RV tipa maiņzvaigznes ir līdzīgas Saulei. Starjaudas ir robežās no vairākiem simtiem līdz dažiem tūkstošiem Saules starjaudu. Virsmas temperatūras ir robežās no aptuveni 4000 līdz 7500 kelviniem. Šo zvaigžņu rādiusi ir robežās no dažiem desmitiem līdz aptuveni 100 Saules rādiusiem. Gan starjauda, gan virsmas temperatūra, gan zvaigznes rādiuss pulsāciju laikā mainās.

Aptuveni pusei no Vērša RV tipa maiņzvaigznēm to tuvumā ir novērojami iepriekš nomestie ārējie zvaigznes slāņi. Tie sastāv gan no gāzes, gan putekļiem un bieži ir izkārtoti diskveida struktūrā. Zināms, ka daudzas Vērša RV tipa maiņzvaigznes ir dubultzvaigznes, turklāt konstatēts, ka abas zvaigznes aptverošā diskveida struktūra rodas mijiedarbības rezultātā ar otru zvaigzni. Vērša RV tipa maiņzvaigznēm bieži novērojama atmosfēras ķīmiskā sastāva anomālija, ko sauc par noplicinājumu. Tā izpaužas kā pazeminātas koncentrācijas tiem ķīmiskajiem elementiem, kas putekļu graudiem var piesaistīties salīdzinoši augstās temperatūrās. Šādi elementi ir, piemēram, alumīnijs, kalcijs, skandijs un titāns. Visbiežāk anomālija rodas diska struktūrā esošās vielas akrēcijas rezultātā.

Būtiska lomu Vērša RV tipa maiņzvaigžņu izpētē ir fotometrijai, kas ļauj sekot spožuma izmaiņām. Mūsdienās svarīgi ir fotometriskie novērojumi infrasarkanajā diapazonā, jo tie ļauj pētīt iepriekš nomestos ārējos zvaigznes slāņus. Arī optiskā spektroskopija ir nozīmīgs šo zvaigžņu izpētes instruments, jo tā paver iespējas izsekot vielas kustībām zvaigznes atmosfērā, noskaidrot vai zvaigzne pieder dubultzvaigžņu sistēmai, kā arī noteikt virsmas ķīmisko sastāvu. Pats jaunākais izpētes virziens ir interferometrija infrasarkanajā diapazonā, ar kuras palīdzību tiek pētītas zvaigznes aptverošās diskveida struktūras.

Spožākā Vērša RV tipa zvaigzne ir Vairoga R. Latvijā ar neapbruņotu aci tā vislabāk novērojama jūlijā un augustā. Otra spožākā ir Vienradža U, un tā redzama no aprīļa līdz oktobrim. Abas zvaigznes novērojamas dienvidaustrumu, dienvidu vai dienvidrietumu virzienā netālu no horizonta, – maksimālais leņķiskais augstumus, ko tās sasniedz, ir attiecīgi 27 un 23 grādi. Tomēr, ja šīs zvaigznes ir spožuma dziļā minimuma fāzē, tad tās ir pārāk blāvas, lai būtu redzamas ar neapbruņotu aci. Nākamā spožākā Vērša RV tipa zvaigzne ir Herkulesa AC, bet tā ar neapbruņotu aci nav novērojama pat spožuma maksimuma laikā.