Veranderlijke Sterren: een onderverdeling in klassen.
Een veranderlijke ster is een ster die van helderheid verandert ofwel pulseert.
Er zijn twee soorten:
- intrinsieke variabelen waarbij we de veelal natuurkundige oorzaken van het pulseren in de ster moeten zoeken;
- extrinsieke variabelen waarbij we de oorzaken van het pulserend gedrag buiten de ster moeten zoeken, bijvoorbeeld ofwel doordat de ster deel uitmaakt van een stelsel van twee of meerdere sterren die elkaar periodiek bedekken ofwel doordat de ster een extreme rotatiesnelheid heeft.

Hierbinnen kunnen we dan een verdere onderverdeling maken.
De General Catalogue of Variable Stars (GCVS) onderscheidt zes klassen van veranderlijke sterren, die op hun beurt weer zijn onderverdeeld in een groot aantal subklassen. We zullen hier de voor de amateur belangrijkste typen kort beschrijven.

1. Eruptieve veranderlijken
* T Tauri sterren  
Dit zijn jonge sterren, die door samentrekken van gas en stof uit interstellair gas zijn ontstaan. Ze hebben spectra van Fe-Me (dwz spectra van het type F tot M met emissielijnen) en onregelmatige lichtwisselingen tot maximaal 5 magnituden. Ze worden gewoonlijk gevonden in diffuse gasnevels. Voorbeelden: T Tau, RR Tau 

* R Coronae Borealis sterren  
RCB sterren zijn veranderlijken, die meestal in hun maximale helderheid zijn, maar plotseling, binnen enkele weken, tot wel 9 grootteklassen zwakker kunnen worden. Dit is een vrij zeldzaam type sterren; er zijn er nu zo'n 50 van bekend. Het zijn lichtsterke reuzen die een overmaat aan koolstof en helium bevatten, en nog slechts weinig waterstof. De oorzaak van de lichtwisselingen wordt gezocht in het ontstaan van koolstofrijke (roet)wolken rond de ster. Daarnaast zijn er (in het maximum) kleine lichtwisselingen van enkele tienden van magnituden met een periode van 30-100 dagen. Voorbeelden: R CrB, SU Tau, Z UMi.

2. Pulserende veranderlijken
* Mirasterren  
Deze categorie bestaat uit rode reuzensterren met periodieke lichtwisselingen van 2.5 tot maximaal 10 magnituden en perioden tussen 80 en 600 dagen. De spectra zijn meestal van de typen Me, Ce of Se. Door hun grote amplitude en relatief lange perioden zijn deze sterren zeer geschikt voor het visueel waarnemen door amateurs. Er zij nog opgemerkt dat de amplitudes in het infrarood gewoonlijk kleiner zijn dan 2.5 magnituden. Voorbeelden: omicron Ceti [Mira], chi Cygni. 

* Halfregelmatig veranderlijke sterren  
Semi- of Halfregelmatig veranderlijke sterren zijn reuzensterren van een laat spectraaltype, die een meer of minder duidelijke periodiciteit in hun lichtwisseling vertonen. De amplituden van 1-2 magnituden zijn kleiner dan die van de Mira's, maar er zijn een aantal halfregelmatig veranderlijken die een overgang naar de Mirasterren vormen, zoals T Ari en T CVn. Verder zijn er soms langdurige intervallen met onregelmatige variaties in helderheid. Ze worden onderverdeeld in SRa, SRb, SRc en SRd naar afnemende regelmaat van de lichtwisselingen. Voorbeelden: S Per, Z UMa. 

* Onregelmatig veranderlijke sterren  
Dit zijn langzaam en onregelmatig veranderlijke rode reuzensterren, met typeaanduiding L, van een laat spectraaltype. Ze zijn soms gedurende lange tijd vrijwel constant; het is een nogal heterogene klasse van veranderlijke sterren met meestal kleine amplitude (minder dan 2 magnituden). Voorbeeld: T Per 

* RV Tauri sterren  
Dit zijn gele reuzensterren van spectraaltypen G en K, met afwisselend diepe en ondiepe minima. De perioden zijn gemiddeld tussen 30 en 150 dagen, wanneer we de diepe minima als referentie nemen. De amplitude kan tot 3 magnituden zijn. Sommige leden van deze groep vertonen cycli op lange termijn van enige honderden tot duizend dagen. Ze worden wel gezien als een overgang van Cepheiden naar Mirasterren. Men onderscheidt een RVa en RVb subclasse. Voorbeelden: R Sct, RV Tau

3. Cataclysmische of Symbiotische veranderlijke sterren
* Novae  
Dit zijn nauwe dubbelstersystemen bestaande uit een witte dwergster en een koele begeleider van een laat spectraaltype, K en M. Er vindt accretie van massa plaats: gas van de koele component wordt ingevangen door de witte dwerg. Dit leidt tot een uitbarsting, waardoor het systeem binnen 1-100 dagen tussen 7 en 16 magnituden (en in een enkel zeldzaam geval zelfs nog meer!) in helderheid toeneemt. Na de uitbarsting neemt de helderheid langzaam tot de oorspronkelijke helderheid af; dat kan enige jaren of zelfs decennia duren. Voorbeelden: V1500 Cyg, V723 Cas, V1494 Aql. 

* Supernovae  
Tijdens de uitbarsting van deze spectaculaire veranderlijken kan de helderheid wel 20 magnituden of meer toenemen. Het wijst op catastrofale gebeurtenissen in en om de ster. In 1987 verscheen er een in de Grote Magelhaense Wolk. Bekend is de supernova van 1572 in Cassiopeia, die overdag zichtbaar was. Na de uitbarsting zijn dikwijls gasschillen en lichtecho's zichtbaar. De expansiesnelheden van het uitgestoten gas ligt typisch in de orde van tien- tot twintigduizend km/sec. We onderscheiden twee hoofdtypen supernovae; te weten type I en type II. Bij type I gaat het om een dubbelstersysteem; de witte dwerg neemt massa van de reus over en komt uiteindelijk tot uitbarsting na het passeren van een kritische limiet. Bij type II hebben we te maken met een reuzenster, die alle stadia van kernfusie tot aan ijzer toe heeft doorlopen, maar uiteindelijk niet langer de kernfusie kan onderhouden voor de energievoorziening van de ster en daarbij ineenstort. Voorbeelden: B Cas, SN 1987A. 

* Dwergnovae  
Dit zijn dubbelstersystemen, bestaande uit een rode en een witte dwerg en een accretieschijf rond de witte dwerg. Door instabiliteiten in deze schijf valt regelmatig materie op de witte dwerg hetgeen tot uitbarstingen leidt. Hierbij neemt de helderheid 2-6 magnituden toe. Er zijn diverse subklassen, waarvan de drie belangrijkste zijn : SS Cyg, Z Cam en SU UMa. Bij de Z Cam-sterren komen stilstanden voor, waarbij de helderheid na een uitbarsting bij terugkeer naar het minimum een tijdlang vrijwel constant blijft. De SU UMa-sterren hebben naast de gewone nog z.g. supermaxima, die langer duren, ~2 magnituden helderder zijn en superhumps vertonen. Voorbeelden: U Gem, Z Cam, SU UMa. 

* Recurrente novae  
Deze sterren zijn sterk verwant aan de klassieke novae, maar de uitbarstingen zijn frequenter en meermaals waargenomen. Het verschil met de gewone novae moet wellicht worden gezocht in het feit, dat de witte dwerg in het systeem een grotere massa heeft. Voorbeelden: T CrB, RS Oph. 

* Symbiotische veranderlijke sterren  
Dit zijn nauwe dubbelstersystemen, bestaande uit een rode reus en een hete blauwe begeleider, beide gehuld in een gaswolk. Ze vertonen semi-periodieke, nova-achtige uitbarstingen, tot 3 magnituden maximaal. Voorbeeld: Z And.

4. Eclipsveranderlijken
Dit zijn dubbelstersystemen, waarbij het baanvlak in of nabij de gezichtslijn van de waarnemer ligt. De componenten bedekken elkaar periodiek, waardoor de schijnbare helderheid van het stelsel voor de waarnemer afneemt. De perioden van deze veranderlijken, die gelijk zijn aan de omlooptijden van de componenten, variëren van enkele minuten tot vele jaren. Voorbeelden: beta Per [Algol], RZ Cas, epsilon Aur.