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Veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche, sind Sterne, die unregelmäßige oder periodische Helligkeitsschwankungen aufweisen und daher keine gleich bleibende Leuchtkraft wie z. B. die Sonne haben. Diese Helligkeitsschwankungen sind nicht zu verwechseln mit der Szintillation, dem Funkeln der Sterne, das durch Luftunruhe hervorgerufen wird.
In den letzten Jahrzehnten haben Beobachtung und weiterentwickelte Messtechnik das Wissen über veränderliche Sterne enorm erweitert; die Zahl der Sterne, an denen man Helligkeitsvariationen feststellen kann, hat sich um ein Vielfaches erhöht. Dadurch ist es jedoch komplizierter geworden, eine allgemeingültige Definition zu finden, um veränderliche Sterne von den unveränderlichen abzugrenzen:
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Am 3. August 1596 erschien der erste wissenschaftliche Bericht über einen veränderlichen Stern durch David Fabricius. Er hatte Schwankungen der Helligkeit des Sterns Mira entdeckt. Im Jahre 1669 berichtete Geminiano Montanari erstmalig über den Lichtwechsel von Algol. 1784 gelang John Goodricke die Entdeckung der Veränderlichkeit von δ Cephei und η Aquilae.
Im Jahre 1844 veröffentlichte Friedrich Wilhelm August Argelander seine „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für eine systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne angesehen werden kann. Durch die Einführung der Fotografie stieg die Zahl der bekannten Veränderlichen stark an; und in Verbindung mit der Sternspektroskopie wurde die Möglichkeit geschaffen, dem physikalischen Verständnis für die Ursachen der Helligkeitsänderungen veränderlicher Sterne näher zu kommen. Die für die astronomische Entfernungsbestimmung äußerst wichtige Veränderlichkeit der Cepheiden wurde 1908 von Henrietta Swan Leavitt entdeckt und 1912 in eine präzise mathematische Form gegeben.
Veränderliche Sterne lassen sich nach ihren Eigenschaften in verschiedene Gruppen einteilen:
Bedeckungsveränderliche Sterne kann man beobachten, wenn die Komponenten eines Doppelsternsystems hintereinander vorbeilaufen und sich dabei gegenseitig bedecken. Im Regelfall ist ein Haupt- und ein Nebenminimum zu beobachten:
Bedeckt der kleinere Stern einen Teil des größeren, ergibt sich ein schmales Minimum in der Lichtkurve des Systems. Wenn der kleinere hinter dem größeren Stern durchläuft, beobachtet man ein weiteres, weniger tiefes Minimum in der Helligkeit.
Ein bedeckungsveränderlicher Stern hat eine streng periodische Lichtkurve und meist eine relativ kurze Periode von wenigen Tagen. Die beiden Sterne selbst variieren ihre Leuchtkraft dameist nicht, daher werden Sterne dieses Typs auch als optische Veränderliche bezeichnet.
Rotationsveränderliche Sterne sind Sterne, die im Lauf ihrer Rotation ihre Helligkeit verändern, entweder weil sie als Komponenten enger Doppelsterne ellipsoidisch deformiert sind oder weil sie auf einer Seite große Sternflecken besitzen.
Die Ursache für die Leuchtkraftänderung von Pulsationsveränderlichen liegt darin, dass diese Sterne (zum Beispiel Cepheiden) selbst ihre Zustandsgrößen verändern, insbesondere den Radius und die Oberflächentemperatur. Dadurch ändert sich auch die Leuchtkraft (für Details siehe Kappa-Mechanismus). Bei den Roten Riesen und Überriesen gibt es auch noch die Gruppe der halbregelmäßig veränderlichen Sterne.
Diese Sterne verändern ihre Leuchtkraft binnen sehr kurzer Zeit mehr oder weniger stark. Auch wenn sich die Ausbrüche wiederholen, verlaufen sie nicht streng periodisch.
Darüber hinaus gibt es auch einige wenige Sterne, die am Ende ihres Lebenszyklus unregelmäßige Ausbrüche zeigen und in keine Klasse einzuordnen sind. Dazu gehört in der Milchstraße der instabile blaue Riesenstern η Carinae.
