Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.

Характер переменности звёзд может сильно различаться: изменения блеска могут быть как строго периодическими, так и нерегулярными, у них может быть разная амплитуда и период и длительность изменений. Переменность характеризуется кривой блеска — функцией видимой звёздной величины в зависимости от времени. Переменность может быть вызвана большим количеством разных процессов и она не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определённых стадиях эволюции. Например, если у звезды возникают периодические пульсации, она меняет свой размер и температуру поверхности, из-за чего её блеск также изменяется. Если в двойной системе происходят покрытия звёздами друг друга, то блеск системы периодически снижается. Перетекание вещества с одной звезды на другую может приводить к вспышкам новых и сверхновых звёзд. Кроме этих механизмов переменности, существуют и многие другие.

Классификация переменных звёзд учитывает различные свойства звёзд и в ней выделяются сотни типов переменных, причём некоторые звёзды не могут быть отнесены ни к одному из них. Системы классификации разрабатывались долгое время и не координировались, и в результате современная схема, принятая в Общем каталоге переменных звёзд, является довольно громоздкой и в первую очередь эмпирической. Различные типы переменности звёзд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, и эта группа подразделяется на пульсирующие, и катаклизмические переменные, а также рентгеновские двойные. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, среди геометрических переменных выделяют и затменные двойные. В каждой из этих категорий, в свою очередь, также выделяют отдельные типы переменности (например, звёзды двойной периодичности).

Существовавшие в древности философские представления предполагали, что звёзды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звёзд не производился. При этом были известны новые звёзды, которые неожиданно появлялись на небе, а через некоторое время исчезали, но их не рассматривали наравне с обычными звёздами, а считали «звёздами-гостьями», как и кометы. К новым звёздам также относили и сверхновые. Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была Мира. В 1596 году Давид Фабрициус открыл эту звезду, когда она имела вторую звёздную величину, и обнаружил, что её блеск постепенно снижается. Затем она перестала быть доступной для наблюдений, и Фабрициус перестал следить за той областью неба, но в 1609 году снова её обнаружил. Поначалу число известных переменных звёзд росло медленно, но распространение фотографии ближе к концу XIX века позволило открывать их в больших количествах.

Определение Упрощённо можно считать звезду переменной, если у неё со временем меняется видимая звёздная величина (блеск), без учёта причин этой переменности. При этом исключаются явления видимой переменности, связанные с атмосферой Земли: например, мерцание звёзд или изменения в прозрачности атмосферы. Однако подобное определение является слишком всеобщим: например, все звёзды подвержены эволюции, но в абсолютном большинстве случаев блеск изменяется слишком медленно, чтобы изменения можно было заметить. Следовательно, определение переменности нужно некоторым образом ограничить.

Во-первых, требуется, чтобы переменность можно было обнаружить с точностью, которая достигается современными приборами наблюдения. Это, в частности, означает, что звёзды, которые считались постоянными, могут со временем стать переменными. Например, в начале XX века невозможно было выявить переменность менее 0,1 звёздной величины, и звёзды с переменностью такого масштаба считались постоянными, однако с тех времён было выделено большое количество типов переменных, у которых амплитуда изменений блеска не превышает нескольких сотых звёздной величины. Если изменения блеска наблюдались лишь в прошлом, а в настоящее время перестали наблюдаться из-за того, что стали слабее или вообще прекратились, звезда всё равно считается переменной.

С этим требованием связано и то, что изменения блеска должны проявляться на не слишком больших промежутках времени. Например, эволюция звёзд может приводить к большим изменениям блеска, но в абсолютном большинстве случаев идёт очень медленно, и за всю историю наблюдений с современной точностью не успевает в достаточной степени проявиться. Лишь в некоторых случаях, например, при вспышках сверхновых, эволюционные изменения оказываются наблюдаемыми. Также на начало XXI века не обнаружено изменений блеска, связанных с изменением расстояния до звезды, однако ожидается, что с развитием наблюдательной техники и увеличением времени наблюдений переменность такого рода тоже будет обнаружена.

Наконец, переменными звёздами принято считать только те, у которых изменения блеска наблюдаются только в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне. Также в звёздах иногда наблюдаются изменения в спектре, которые должны сопровождаться фотометрической переменностью, так как методами фотометрии возможно выделить отдельные спектральные линии. Тем не менее звезду к переменным относят только после того, как напрямую обнаруживают у неё фотометрическую переменность.

Таким образом, переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности. Несмотря на то, что такое определение соответствует практике составления каталогов переменных звёзд, оно не было утверждено Международным астрономическим союзом, как и какое-либо другое.

Основные сведения

Переменность звёзд может быть вызвана большим количеством различных процессов. Характер переменности может быть очень разным: изменения блеска могут быть как строго периодическими, так и нерегулярными. Интенсивность излучения от звезды может меняться как на несколько миллионных долей, так и в тысячи раз, а эти изменения могут происходить как за секунды или даже быстрее, так и за столетия.

Переменность не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определённых стадиях эволюции и может принимать различный характер на разных этапах эволюции. Изучение характера переменности позволяет определять различные свойства звёзд, а если известна собственная светимость переменных определённого типа, то по наблюдению таких звёзд в звёздных системах можно определять расстояние до них.

Кривые блеска Переменность звезды описывается кривой блеска — функцией видимой звёздной величины в зависимости от времени, или, более строго, временным рядом соответствующих наблюдательных данных. Кривой блеска также называют графическое представление этих данных.

Изменения блеска могут быть периодическими, и, например, моменты максимума или минимума могут выражаться по формуле . Здесь  — период переменности,  — эпоха произвольного максимума или минимума, а  — количество периодов, прошедших с момента . Тогда можно говорить о фазе , где  — момент наблюдения с максимумом или минимумом блеска. Фигурные скобки обозначают дробную часть числа, то есть, фаза — доля времени, прошедшего между предыдущим максимумом блеска и текущим моментом, от периода. Фаза меняется от 0 до 1 и часто удобно рассматривать кривые блеска, которые представляют зависимость блеска от фазы.

К некоторому рассеянию точек, соответствующих результатам наблюдений, на кривой блеска могут приводить не только погрешности измерений, но и неточность в определении периода и вариации периода со временем. Если период изменения блеска приблизительно известен, то для его уточнения можно построить диаграмму O−C: она отображает разность наблюдаемого момента максимума блеска (, от ) и вычисленного по формуле (, от ) в зависимости от . Например, если и определены правильно и не меняется, то наблюдаемый и вычисляемый момент всегда будут совпадать, и всегда будет равно нулю, а если определено неверно, то будет возрастать линейно, на величину ошибки с каждым максимумом. Если же, например, период изменений блеска равномерно возрастает, то точки на диаграмме будут образовывать параболу: с каждым максимумом будет увеличиваться на всё большую величину.

Изучение Официальной каталогизацией и классификацией переменных звёзд занимается Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ), в 2017 году была издана его версия 5.1. Переменную звезду добавляют в ОКПЗ только после того, как её изменчивость была подтверждена. В то же время существуют специальные каталоги для звёзд, переменность которых ещё не подтверждена и находится под вопросом. Всего известны сотни тысяч звёзд, переменность которых установлена или хотя бы подозревается, и ещё десятки тысяч — в других галактиках. К переменным звёздам относится и Солнце.

Изучение переменных звёзд — одна из областей астрономии, в которую вклад могут внести астрономы-любители: в частности, они нередко открывают новые переменные. Это связано, например, с большим количеством переменных звёзд, так что профессионалы не могут отслеживать их все; некоторые из переменных меняют свой блеск непредсказуемо, а у других длительность изменений очень велика, и их исследование в рамках одной наблюдательной программы затруднительно. Часто астрономы-любители координируют свои наблюдения друг с другом: одна из наиболее известных подобных групп — Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд (AAVSO).

Классификация

Идеальная схема классификации переменных должна на основе наблюдаемых данных разделять объекты с разными физическими свойствами и группировать сходные, но на практике этого трудно достигнуть. Переменные звёзды удобно исследовать по кривым блеска (см. выше) и по их положению на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, что уже позволяет выделить большое количество типов переменных. Однако, например, классические цефеиды и цефеиды II типа, относящиеся к разным звёздным населениям, таким образом разделить не удаётся и для этого приходится учитывать другие свойства звёзд. В то же время гипотетическая схема классификации, которая бы разделяла звёзды по их механизмам переменности, была бы трудна в практическом использовании.

Классификация переменных звёзд разрабатывалась длительное время (см. ниже), но никак не координировалась, в результате чего существующая классификация переменных является довольно громоздкой и в первую очередь эмпирической. Системы классификации, принятой Международным астрономическим союзом, не существует, но принятая ОКПЗ схема считается наиболее официальной. Она учитывает такие свойства звёзд, как кривая блеска, температура, светимость и звёздное население. Выделяются сотни типов переменных, причём некоторые звёзды уникальны и не могут быть отнесены ни к одному из них. Иногда переменность разных типов может сочетаться у одной и той же звезды.

Различные типы переменности звёзд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, таких как пульсации или сброс оболочек, что приводит к изменениям блеска. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, например, из-за покрытий звёздами друг друга или вращения звезды, покрытой пятнами.