Со временем, тщательное наблюдение за двойными и кратными системами звёзд и создание схем их расположения может продемонстрировать их движение, так как они медленно вращаются по орбитам вокруг друг друга. Изменения их положения в глубоком космосе почти незаметно, так как большая часть объектов расположены очень далеко, а события, которые происходят в космосе требуют очень больших времен. Но класс объектов далёкого космоса под названием переменные звёзды позволяет увидеть изменения, происходящие со звёздами, за более короткие промежутки времени.
Термин «переменная» говорит о природе светимости звёзд — она изменяется со временем. Самый ранний из известных источников, описывающий переменную звезду, это египетский календарь, появившийся 3200 лет назад. Он описывает регулярные изменения светимости звезды Алголь в созвездии Персея. Также в ранних источниках описывались Бетельгейзе и Антарес. Переменные звёзды изменяют свою светимость по ряду причин. Некоторые из них меняют светимость из-за изменения внутренних характеристик звезды. К ним относятся пульсирующие переменные (изменяют свой блеск из-за поочерёдного расширения и сжатия внешних слоёв), эруптивные переменные (изменяют свой блеск из-за вспышек в хромосфере и короне; часто вспышки сопровождаются потерями массы в звёздном ветре) и катаклизмические переменные (изменения их блеска вызваны термоядерными взрывами на поверхности (у новых звёзд) или внутри таких звёзд (у сверхновых). К катаклизмическим переменным также относят звёзды, у которых не обнаружено термоядерных взрывов, но у которых наблюдаются похожие вспышки, либо они по некоторым параметрам похожи на другие катаклизмические переменные в минимуме блеска. Такие звёзды называют новоподобными, в противоположность взрывным, где термоядерные взрывы случаются).
К другой главной категории относят переменные, чьи изменения светимости зависят от внешних факторов. К ним относятся затменные двойные звёздные системы — системы в которых одна звезда иногда затмевает другую и вращающиеся переменные, чья светимость изменяется под действием характера вращения. Например, некоторые имеют очень большие пятна, так что, когда звезда поворачивается их стороной её светимость меняется.
Среди этих основных категорий существует много подтипов. Некоторые были чрезвычайно важны в истории астрофизики. Цефеиды, например, получили своё название благодаря дельта (δ) Цефеи. Они изменяются очень точным образом, так что их абсолютная светимость может быть определена очень хорошо. Поэтому, когда Эдвин Хаббл открыл переменную Цефею в 1923 году, крайне тусклая светимость звезды была использована для определения огромного расстояния до неё. Это открыло, что Андромеда это отдельная галактика, а не туманность в Млечном Пути — прорыв, открывший природу галактик в первом шаге понимания масштаба огромных космических расстояний.