De nombreuses étoiles ont un éclat variable, non pas comme les étoiles doubles à éclipses par suite de l'occultation d'une composante, mais parce que leur luminosité intrinsèque est elle-même variable dans le temps.
En réalité il existe toutes sortes d'étoiles variables, qui ont des courbes de lumière différentes. Les unes présentent des variations irrégulières, ou bien de brusques variations peu durables (étoiles à éruption, novae, supernovae); un grand nombre montrent une courbe de lumière périodique. Parmi celles-ci on peut encore distinguer plusieurs classes; si, en effet, on porte les quelques milliers de variables périodiques connues sur un histogramme, en fonction de leur période de variation, on met en évidence trois maximums correspondant respectivement aux variables d'amas, aux céphéides et aux variables à longue période.
Variables à courte période
On groupe généralement dans la classe des variables à courte période les céphéides et les variables d'amas dont les courbes de lumière, une fois ramenées à la même amplitude et à une même période, sont semblables. Ces courbes sont dissymétriques, la croissance d'éclat se faisant plus rapidement que la décroissance. On retrouve sur les vitesses radiales les mêmes variations que sur l'éclat, ce qui indique des pulsations périodiques de l'atmosphère stellaire, le maximum d'éclat correspondant au maximum de vitesse radiale.
La période des céphéides s'étale de 1 à 50 jours, et leur amplitude de variation est de l'ordre de 0,5 à 2 magnitudes. Au cours de cette variation, le spectre change: au minimum, on a affaire à des étoiles supergéantes de type spectral compris entre F et K, puis, quand l'éclat augmente, les raies de l'hydrogène et du titane deviennent plus intenses, ainsi que celles du fer; le spectre ne correspond plus à celui des classes spectrales habituelles, ce qui est probablement dû au fait que le spectre provient d'une atmosphère anormalement étendue.
Les RR Lyrae sont des étoiles à périodes beaucoup plus courtes (quelques jours ou quelques fractions de jour). Ce sont généralement des étoiles de type voisin de A, mais, comme dans le cas des céphéides, le spectre en est variable, d'autant plus que la période est longue. Elles montrent, à certains moments de leur évolution, des raies en émission, et appartiennent à la population II de Baade. Les RR Lyrae sont particulièrement abondantes dans les amas globulaires.
Variables à longues périodes
Les variables à longues périodes sont des supergéantes rouges dont les variations d'éclat sont supérieures à 2,5 magnitudes, et dont la période, supérieure à 50 jours, peut atteindre 2 000 jours. On a pu montrer que les variations d'éclat étaient principalement dues à des variations de type spectral, la magnitude bolométrique restant approximativement constante. De nombreuses raies apparaissent en émission, sur un type spectral moyen M, R, N ou S, et avec un net déplacement vers le violet, ce qui indique un mouvement d'expansion.
On connaît près d'un millier de variables semi-régulières et irrégulières (pseudopériodes comprises entre 30 et 1 000 jours et variabilité de 1 à 2 magnitudes). Les courbes de lumière sont plus ou moins irrégulières, montrant des creux profonds, des périodes stables, de brusques augmentations transitoires d'éclats, etc.
Autres variables
Situées légèrement au-dessus de la séquence principale dans le diagramme H-R, les étoiles éruptives montrent des variations rapides, de une à quatre magnitudes, avec une éruption tous les 1 ou 2 jours. Les étoiles T Tauri, de type F5 à G5, en particulier, montrent les raies de Hα et Ca II en émission; de plus, elles sont liées à des nébulosités sombres ou brillantes; Herbig a montré qu'elles étaient groupées en associations, ce qui signifie que ce sont des étoiles très jeunes. L'origine de leurs explosions n'est pas encore connue.
On donne le nom de variables explosives à des étoiles, généralement de type M, présentant de brusques variations de lumière non périodiques. Elles se rapprochent d'un côté des variables semi-périodiques, de l'autre des novae. Parmi les variables explosives, il faut classer les novae et les supernovae, qui ont des variations de luminosité de 10 à 12 magnitudes pour les premières, de 15 à 20 pour les secondes.
Outre les étoiles à éclat variable, on en connaît de nombreuses dont certaines caractéristiques spectrales changent périodiquement. Par exemple, de nombreuses étoiles de B 0 à B 3 montrent des variations dans l'amplitude relative des raies spectrales, qui sont probablement dues à des modifications des seules couches externes de leur atmosphère. Certaines étoiles de type A sont des variables spectroscopiques, de périodes comprises entre 0,5 et 20 jours; ce sont souvent aussi des étoiles magnétiques chez lesquelles on décèle également de grandes variations du champ magnétique.