Les étoiles variables sont observées depuis l'Antiquité ; les causes de la variation de leur éclat peuvent être : leurs caractéristiques intrinsèques (réactions thermonucléaires, déplacement de l'atmosphère (rétraction et dilatation), photosphère...) ou des causes géométriques (par exemple, les étoiles doubles ou triples où le(s) compagnon(s) « cache(nt) » l'étoile, le cas des exoplanètes). Nous nous sommes plus précisément intéressés aux étoiles pulsantes, c'est-à-dire celles dont les hautes couches de l'atmosphère se contractent puis se dilatent plus ou moins périodiquement. On distingue, parmi ces étoiles, celles dont la pulsation est radiale et celles dont la pulsation est non radiale. Pour les premières, la pulsation se caractérise par un changement de rayon et de température tout en conservant la forme sphérique. Quant aux secondes, elles ne restent pas parfaitement sphériques.
On utilise le diagramme H.R. (Hertzprung-Russel) pour classer les étoiles en fonction de leur magnitude absolue et de leur température. La température et la magnitude absolue, respectivement en abscisses et en ordonnées, sont portées dans le sens décroissant. Il existe une zone très étroite appelée séquence principale qui englobe les étoiles très jeunes comme le Soleil. Les géantes et les super-géantes ont une magnitude constante quelque soit la température. Les naines ont une température très élevée et une luminosité très faible.
Il existe deux catégories d'étoiles pulsantes particulières : la population I et la population II.
Population ILes Céphéides classiques en font partie. Elles se trouvent essentiellement dans le disque galactique, ont une période de pulsation qui varie de 1 à 45 jours et une magnitude absolue comprise entre -1 et -6. Les δ Scuti ont une période de pulsation de quelques heures et une magnitude entre 0,7 et 3. Il existe d'autres familles comme les Miras qui ont une très longue période (plusieurs années) ou les géantes et les super-géantes qui ont des longues périodes de pulsation irrégulières (quelques années).
Population IIOn y trouve les RR Lyrae, aussi appelées étoiles d'amas car on les retrouve dans les amas globulaires. Ce sont les prototypes des étoiles pulsantes radiales. Elles ont une période de 0,5 à 1,1 jours et une magnitude constante de 0,5. On dit qu'elles sont dans la branche horizontale. Les W Virginis (Céphéides de population II) sont moins brillantes que les Céphéides classiques et plus vieilles.
Les RR Lyrae ont des réactions thermonucléaires très importantes. Elles pulsent grâce au κ-mécanisme. Elles engendrent des ondes de choc hypersoniques (un nombre de Mach supérieur à 20, alors que sur Terre, en laboratoire, on atteint seulement 2). Grâce à la relation période-luminosité, on peut déterminer des distances dans la galaxie avec les Céphéides classiques, les RR Lyrae et les W Virginis, qui sont de très bonnes références. On utilise, par exemple, les RR Lyrae pour déterminer les distances entre les amas globulaires.