zijn sterren, waarvan de helderheid veranderlijk is. De eerste v. s., Mira Ceti, werd in 1596 ontdekt door David Fabricius; in 1903 waren er 718 v. s. bekend; thans is gebleken, dat van de sterren helderder dan de 6e grootte 3% veranderlijk is. De v. s. worden, behalve enkele heldere (δ Cephei, Algol, enz.), aangeduid met den Lat. naam van het sterrenbeeld, voorafgegaan door één of twee der letters R tot Z van het alphabet (U Geminorum, RR Lyrae, SZ Tauri, enz.).
De helderheid der v. s. kan met een photometer (zie ➝ Astrophotometrie) of photographisch worden bepaald, doch helderheidsschattingen, mits systematisch uitgevoerd en voldoende talrijk, zijn ook van groote waarde; hieraan wordt medegewerkt door amateurs. Schattingsmethoden zijn uitgewerkt o.a. door Argelander en Nijland. Bij de bewerking worden de waarnemingen bevrijd van allerlei systematische fouten en zoo mogelijk worden de helderheden herleid tot grootteklassen; dan wordt in een graphiek de helderheid uitgezet tegen den tijd; zoo ontstaat de lichtkromme; bij periodieke v. s. wordt de periode bepaald en door combineeren van waarnemingen uit vsch. perioden een gemiddelde lichtkromme afgeleid; bij eclipssterren is dan nog een berekening van de baan mogelijk.
De v. s. zijn in hoofdzaak te verdeelen in de volgende klassen: ➝ eclipssterren, nieuwe sterren (➝ Nova), U Geminorum-sterren, langperiodieke veranderlijken (zooals ➝ Mira Ceti), ➝ cepheïden met de daaraan verwante ➝ RR Lyrae-sterren, vsch. soorten onregelmatige v. s. en allerlei v. s. met kleine amplitude, die met de ➝ photo-electrische cel ontdekt zijn.
Lit.: Hagen en Stein, Die Verandert Sterne (2 dln. 1921-’23); Ludendorff, art. in: Handbuch der Astrophysik (VI 1928). Reesinck.
