’n Ster word as ’n veranderlike ster of wisselster geklassifiseer wanneer sy skynbare helderheid, soos van die Aarde af gesien, wisselvallig is. Soms is dit vanweë die werklike helderheid van die ster en ander kere vanweë die hoeveelheid lig wat versper word voor dit die Aarde bereik. Baie sterre, waarskynlik die meeste, het die een of ander vorm van wisseling in helderheid: die lig van ons Son wissel byvoorbeeld met sowat 0,1% oor ’n siklus van elf jaar.
Ekstrinsieke of uiterlike veranderlikes, waarvan die oënskynlike wisseling in helderheid veroorsaak word deur die hoeveelheid lig wat die Aarde bereik, bv. wanneer die ster ’n metgesel het wat daarom wentel en sodoende lig versper.
’n Antieke Egiptiese kalender van gelukkige en ongelukkige dae wat sowat 3 200 jaar gelede saamgestel is, is dalk die oudste bewaarde historiese bewys van die ontdekking van ’n veranderlike ster, die verduisterende dubbelster Algol.
Deur ligkurwes en spektraaldata te kombineer, kan dikwels ’n aanduiding gekry word van die veranderings wat in ’n veranderlike ster plaasvind. Bewyse van ’n pulserende ster kan byvoorbeeld gevind word in sy veranderende spektrum, aangesien sy oppervlak met tussenposes na en weg van ons beweeg, teen dieselfde frekwensie as die wisselende helderheid.
Veronderstel ’n ster is in die uitsettingsfase. Die buitenste lae sit uit, en dit veroorsaak dat hulle afkoel. Vanweë die afnemende temperatuur neem die mate van ionisasie ook af. Dit maak die gas meer uitsendend, en maak dit dus makliker vir die ster om sy energie uit te straal. Dit sal weer tot gevolg hê dat die ster begin krimp. Omdat die gas daardeur saamgepers word, word dit warmer en die mate van ionisasie neem weer toe. Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang. Dit verhit die gas nog meer, en dit lei daartoe dat dit weer uitsit. So word ’n siklus van uitsetting en inkrimping gehandhaaf.
In ’n gegewe sterrebeeld het die eerste veranderlikes wat ontdek is, voorvoegsels wat bestaan uit die letters R tot Z, gevolg deur die sterrebeeld se naam in genitief, byvoorbeeld R Andromedae. Die sterrekundige Friedrich W. Argelander het dié manier uitgedink om sterre name te gee en het die eerste veranderlike sonder ’n naam in ’n sterrebeeld die letter R vooraan gegee – dit was die eerste letter wat nie deur Bayer gebruik is nie.
Pulserings in ’n ster word veroorsaak deur ’n ongebalanseerde dryfkrag met ’n teenwerkende krag. In pulserende veranderlikes is die dryfkrag die inherente energie van die ster, gewoonlik vanweë kernfusie, maar soms is dit opgegaarde energie, wat altyd probeer om uitwaarts te versprei. Op sekere plekke op die Hertzsprung-Russell-diagram (regs), wat afhang van sekere kombinasies van temperature, groottes en innerlike chemie, wissel die uitwaartse vloei van energie deur straling baie na gelang van die digtheid of temperatuur van die materie wat betrokke is. Wanneer die absorpsie van ’n laag in die ster hoog is, sit dié laag uit, en wanneer die afname in temperatuur of druk veroorsaak dat die absorpsie afneem, is daar ’n teenwerkende krag – en dit veroorsaak gereelde pulse. Dit gebeur gewoonlik wanneer die ionisasievlak van die materie verander.
Vir pulse om sigbaar te wees, moet dié wisselwerking op ’n sekere diepte in die ster plaasvind. As dit te diep is, sal die pulse nie op die oppervlak sigbaar wees nie, en as dit te na aan die oppervlak is, sal daar dalk nie ’n teenwerkende krag wees om pulserings te veroorsaak nie.
Protosterre is jong voorwerpe wat nog nie die proses voltooi het om ’n ster uit ’n gasnewel te vorm nie. Die meeste protosterre toon onreëlmatige skommelings.
’n Geelhiperreus is ’n ster met ’n groot massa en atmosfeer, van spektraaltipe laat A tot vroeë K. Hulle het aanvanklik ’n massa van tot 20-50 sonmassas gehad, maar het al tot die helfte daarvan verloor. Hulle is van die sterre met die grootste ligsterkte, met absolute magnitudes van sowat -9, maar ook van die skaarsstes – daar is net ’n hand vol bekend in die Melkweg. Hulle word soms koel hiperreuse genoem in vergelyking met O- en B-sterre, en soms warm hiperreuse in vergelyking met rooisuperreuse.
Supernovas is die mees dramatiese tipe kataklismiese veranderlikes en van die verskynsels in die heelal waarby die grootste hoeveelheid energie betrokke is. ’n Supernova kan vir ’n ruk meer energie uitstraal as ’n hele sterrestelsel en met meer as 20 magnitude verhelder (meer as honderd miljoen keer so helder). ’n Supernova word veroorsaak deur die kern van ’n ster wat ’n sekere massadigtheidslimiet (die Chandrasekhar-limiet) bereik, wat veroorsaak dat dit in ’n breukdeel van ’n sekonde inplof. Die skokgolwe veroorsaak dat die res van die ster ontplof en ’n enorme hoeveelheid energie uitstraal. Die buitelae van die ster word teen duisende kilometers per uur weggeskiet. Dié lae kan newels vorm wat planetêre newels genoem word. ’n Bekende voorbeeld is die Krap-newel, wat oorgebly het ná ’n supernova wat in 1054 in China en Noord-Amerika waargeneem is. Die kern van die ster kan ’n neutronster (gewoonlik ’n pulsar) of ’n swartkolk word.
Supernovas ontstaan gewoonlik uit die dood van ’n ster met ’n enorme massa, baie keer groter as dié van die son.
Novas is ook die gevolg van ’n groot ontploffing, maar anders as met ’n supernova word ’n ster nie in die proses vernietig nie. Novas vorm in dubbelsterstelsels waarvan die een metgesel ’n witdwerg is wat die gas van die ander ster, ’n gewone ster, aantrek. Die gas bou op die oppervlak van die witdwerg op totdat dit ’n sekere limiet oorskry en ontplof. Dit kan oor tydperke van dekades of millennia plaasvind.
Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar geleë is. Die metgeselle is ovaalvormig vanweë hul wedersydse swaartekrag. Namate die sterre roteer, verander die grootte van die oppervlak wat na die Aarde wys en dit beïnvloed weer die helderheid wat die waarnemer sien.
Benewens die ligskommelings is daar ook wisselings in die intensiteit en voorkoms van die spektraallyne en magneetvelde. Die periodes van hierdie wisselings is almal dieselfde en daar word geglo dit stem ooreen met die ster se rotasieperiode. Die wisselings word waarskynlik veroorsaak deur ’n ongelyke verspreiding van metale in die atmosfeer en daarom verskil die metale van plek tot plek namate die ster roteer.
Wanneer die sterre ook ’n spektroskopiese dubbelster is en die stelsel se parallaks bekend is, is hulle baie waardevol vir sterontledings. In die afgelope dekade het die meting van die basiese parameters van verduisterende dubbelsterre buite die Melkweg moontlik geword danksy 8-meter-teleskope. Die sterre kan dus gebruik word om die afstand na ander sterrestelsels regstreeks te meet, ’n proses wat meer akkuraat is as standaardmetodes. Onlangs is dié metode gebruik om die afstande na die Groot en Klein Magellaanse Wolk, Andromeda en die Driehoek-sterrestelsel te meet tot ’n verbeterde 5%-vlak van akkuraatheid.