Лацерти́ды (объекты типа BL Lacertae), немногочисленная группа активных ядер галактик, характеризующихся высокой переменностью блеска во всём электромагнитном спектре, от радиоволн до гамма-излучения, сильной линейной поляризацией излучения (степень поляризации достигает 40–50 %) и непрерывным оптическим спектром излучения с отсутствием ярких эмиссионных линий. Вместе с квазарами с плоским радиоспектром (англ. flat spectrum radio quasar, FSRQ) лацертиды образуют класс блазаров. Лацертидам свойственны более слабые и узкие эмиссионные линии по сравнению с данным типом квазаров. В качестве условного критерия различия между этими двумя подклассами принято использовать ширину эмиссионных линий, равную 5 Å.

Своё название лацертиды получили по первому отождествлённому источнику этого типа – BL Ящерицы (лат. BL Lacertae). Прототип был открыт немецким астрономом К. Хофмейстером в 1929 г. в созвездии Ящерица и отнесён им к классу нерегулярных переменных звёзд нашей Галактики. Это отражено в обозначении данного объекта согласно классификатору переменных звёзд. В 1974 г., в результате отождествления спектральных линий поглощения излучения с линиями молекул, переменный источник BL Ящерицы был идентифицирован как ядро эллиптической галактики, имеющей красное смещение $z\!=\!0,\!0686,$ что соответствует расстоянию 280 мегапарсек. В настоящее время лацертиды связывают с массивными эллиптическими галактиками высокой яркости. Мощное энерговыделение в этих объектах происходит в виде нетеплового излучения и объясняется определяющим вкладом ядра галактики. В зависимости от контекста название «лацертида» используется как для обозначения активного ядра галактики, обладающего определёнными свойствами, так и в отношении всей галактики с активным ядром.

К 2015 г. было известно более 1400 лацертид, причём только для половины этих источников определено красное смещение. Это объясняется тем, что в излучении лацертид доминирует вклад от релятивистских джетов, направленных в сторону наблюдателя. Это затрудняет регистрацию «хозяйской» галактики и наблюдение ионизованного газа, по которым определяется красное смещение. Порядка 90 % всех известных лацертид имеют красные смещения $z\!<\!0,\!9,$ что соответствует расстояниям до них, меньшим, чем расстояния до типичных квазаров.

Оптическое изображение лацертиды PKS 2155-304, полученное с помощью телескопа NTT Европейской южной обсерватории. Окружающие объекты являются близкими галактиками-компаньонами. Это самая яркая лацертида в ультрафиолетовом диапазоне. Её красное смещение z = 0,116. Фото: Renato Falomo.Оптическое изображение лацертиды PKS 2155-304, полученное с помощью телескопа NTT Европейской южной обсерватории. Окружающие объекты являются близкими галактиками-компаньонами. Это самая яркая лацертида в ультрафиолетовом диапазоне. Её красное смещение z = 0,116. Фото: Renato Falomo.Лацертиды связаны преимущественно с радиоисточниками класса FR-I (по классификации Фанароффа – Райли), яркость которых уменьшается с увеличением расстояния от активного ядра, в то время как квазары с плоским радиоспектром связаны с более мощными радиоисточниками класса FR-II, яркость которых увеличивается к краям галактики. Такое разделение, вероятнее всего, объясняется низким темпом аккреции и наличием малых и тонких аккреционных дисков у лацертид по сравнению с высоким темпом аккреции и присутствием больших аккреционных дисков и пылевых торов в центрах квазаров.

Вследствие малого угла наклона релятивистского джета лацертид к лучу зрения наблюдателя (менее 10–15°) и высокой скорости плазмы в джете, составляющей 95–99 % скорости света, излучение джета, направленного на наблюдателя, значительно усилено по сравнению с джетом, направленным в противоположную сторону, из-за доплеровского усиления излучения и релятивистской аберрации света. В результате лацертиды кажутся наблюдателю односторонними (рис.). По этой же причине яркость и переменность блеска ядра лацертид оказываются для наблюдателя многократно усиленными. Блеск лацертид в оптическом диапазоне может изменяться в сотни раз. Временной масштаб переменности излучения $\Delta t$ составляет от нескольких дней до нескольких месяцев. Соответствующий этому характерный размер излучающей области оценивается как $r=c \Delta t$ (где $c$ – скорость света) и составляет порядка 10¹³–10¹⁵ м, что меньше 1 пк.