Затменными переменными звездами принято обозначать группу из пары звёзд, совершающих передвижение вокруг совместного центра масс, вдобавок плоскость их орбит настолько погранична к прямой зрения земного наблюдателя, что при каждом обороте фиксируется затмение одной звезды другой. Это обуславливает понижение общего блеска группы.

В нашей Галактике найдено более 4000 звёзд данного класса. Изменения блеска вне затмения у указанных групп поясняются непрерывным колебанием повернутой к наблюдателю площади светящейся поверхности звезд. Периоды изменения блеска затменных звёзд (сходный, конечно, с их орбитальным периодом) весьма различны: от десятков минут до десятков лет.

Затменные переменные звезды дают редкий шанс для мониторинга ряда существенных специфических черт звёзд, особенно в том случае, когда четко определены расстояние до системы и кривая изменения лучевых скоростей входящих в систему звёзд. По времени затмения получится вычислить диаметры звёзд в долях большой полуоси их относительно орбиты. По светимости L и размерам звёзд можно рассчитать эффективную температуру Тэ их поверхности. При мониторинге трансформаций спектра в процессе затмения, получится определить строение атмосферы затмевающей звезды (сквозь которую просвечивает второй компонент системы) на различных глубинах.

Вариации интенсивности линий поглощения в процессе затмения дают возможность узнать содержание химических элементов в атмосфере сверхгиганта на различных высотах, по смещению линий получилось вычислить скорость вращения звезды вокруг оси.

Затменные переменные звезды служат основным источником измерения данных о самой существенной характеристике звёзд - их массе, для расчета которой используют 3-й закон Кеплера, соединяющий орбитальный период, большую полуось орбиты и массы составляющих системы.