Die Beobachtung veränderlicher Sterne ist der fruchtbarste Bereich für eine Zusammenarbeit zwischen Profi- und Amateurastronomen. Viele Sterne verändern ihre Helligkeit im Lauf der Zeit, entweder durch physikalische Prozesse auf oder in dem Stern oder weil sie von einem engen Begleitstern verdeckt werden. Die große Anzahl der veränderlichen Sterne kann durch die Berufsastronomen nicht ständig überwacht werden. Da viele Veränderliche während ihres gesamten Zyklus hell genug bleiben, um im Fernglas sichtbar zu sein, kann praktisch jeder einen Beitrag zur Forschung leisten, wenn er genug Durchhaltevermögen hat, um über längere Zeit ein Beobachtungsprogramm durchzuziehen. Die Helligkeitsschätzung erfordert zwar etwas Übung, ist aber einfach, wenn man gute Karten hat. Man vergleicht einfach die Helligkeit eines veränderlichen Sterns mit denen benachbarter Sterne mit gleichbleibender Helligkeit und notiert Datum und Helligkeit. Sternkarten lassen sich mit einem Sternkartenprogramm mit guter Datengrundlage selbst erstellen. Die Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V., Munsterdamm 90, 12169 Berlin, http://www.bav-astro.de, sammelt Beobachtungsergebnisse und kann bei Fragen weiterhelfen.
Bedeckungsveränderliche Sterne zeigen gleichmäßige Lichtkurven, da es bei ihnen mit schöner Regelmäßigkeit zu einem Helligkeitseinbruch kommt, wenn ein Stern eines Doppelsternsystems vor oder hinter dem zweiten Stern steht. Der bekannteste Vertreter dieser Klasse ist Algol (β Persei, der „Teufelsstern im Perseus“). Seine Helligkeit sinkt alle 2,87 Tage für 10 Stunden von 2,1 auf 3,4m.
Bei Bedeckungsveränderlichen vom Algoltyp (oben) kommt es zu Helligkeitseinbrüchen in der Lichtkurve, wenn ein Stern von seinem Begleiter bedeckt wird. Abhängig von der Bahnneigung und der Art der beiden Sterne fallen die Minima unterschiedlich aus.
Bei langperiodischen Veränderlichen oder bei Pulsationsveränderlichen (unten) ändert sich die Helligkeit mit dem Durchmesser des Sterns.
Pulsationsveränderliche sind Sterne, deren Durchmesser sich regelmäßig verändert. Langperiodische Veränderliche (Mira-Sterne) sind alte, rote Riesensterne wie Mira (ο Ceti), deren Helligkeit im Lauf von 80 bis 1000 Tagen um bis zu zehn Größenklassen schwankt. Der Zeitraum zwischen zwei Maxima ist nicht immer exakt gleich. Bei den kurzperiodischen Cepheiden handelt es sich um helle, pulsierende Überriesen. Bei ihnen gibt es eine feste Beziehung zwischen ihrer Periode und ihrer absoluten Helligkeit. Der Namensgeber dieser Klasse ist δ Cephei, seine Helligkeit schwankt innerhalb von 5,4 Tagen zwischen 3,6 und 4,4m.
Als Eruptive Veränderliche werden Sterne bezeichnet, die meist unvorhersehbare Helligkeitsschwankungen zeigen. In diese Klasse gehören Novae und Supernovae ebenso wie sehr junge Sterne oder die R Coronae Borealis-Sterne, bei denen dunkle Rußwolken immer wieder den Blick auf die Oberfläche verhüllen.