мини|десно|300п|Млада звезда Т Бика, прототип променљивих звезда типа T Tauri мини|300п|Звезда делта Цефеја (у центру), прототип променљивих звезда цефеида мини|десно|300п|Пример променљиве звезде типа S Doradus: Eta Carinae Променљива звезда је звезда чија се промена сјаја може уочити током кратког временског интервала (кратког у астрономским мерилима: сатима, данима, годинама), а није узрокована појавама у атмосфери Земље. Већина звезда сјаји стално готово константним сјајем, само 1% свих звезда су променљиве звезде. Наше Сунце је добар пример звезде која има готово сталан сјај (сјај се мења свега 0,01% током 11-годишњег Сунчевог циклуса).
Историја посматрања
Године 1572. и 1604. посматране су експлозије супернове. Немачки астроном Давид Фабрицијус је 1596. године забележио да се сјај звезде omicron Ceti периодично мења. Године 1642. исту звезду је пољски астроном Јохан Хевелијус назвао Мира Стела (лат. чудновата звезда). Италијански астроном Ђеминијано Монтанари је 1669. приметио да Алгол мења сјај. Енглез Џон Гудрик је 1782. претпоставио да се ради о еклипсној променљивој звезди. Гудрик је 1784. открио делту Цефеја, прву познату звезду тог типа, које ће касније добити име цефеиде. Број новооткривених променљивих звезда значајно се повећао након 1890. када се у астрономији почела примењивати фотографија.
У последњем издању General Catalouge of Variable Stars (GCVS) из 2003. индексирано је приближно 40.000 променљивих у нашој Галаксији и око 10.000 у другим галаксијама, а поред тога око 14.800 променљивих уврштено је у New Catalogue of Suspected Variable Stars (NSV) – каталог могућих променљивих звезда.
Начин посматрања
Променљиве звезде се проучавају применом фотометрије, спектрофотометрије и спектроскопије. Најпознатије методе визуелне фотометрије су Погсонова, Пикерингова и Аргеландерова. Све се заснивају на упоређивању сјаја променљиве звезде с једном или више поредбених звезда константног сјаја у њиховој близини. Наведене методе разликују се према начину којим се то упоређивање врши. Тако се код интерполационе Пикерингове методе сјај променљиве “убаци” између сјаја других двеју поредбених звезда тако да смо сигурни да наша звезда има мањи сјај од једне и већи сјај од друге поредбене звезде. А Аргеландерова метода се темељи на тзв. ступњу, тј. најмањој разлици сјаја коју је око физиолошки у стању да региструје.
Када се прикупи више појединачних података о сјају променљиве звезде, може се приступити конструисању криве сјаја. На хоризонталну осу се наноси време посматрања, најчешће у јулијанским данима, а на вертикалну осу се стављају вредности сјаја у привидним звезданим величинама (магнитудама). Са криве је могуће одредити важне параметре за једну променљиву звезду, као што су период промене сјаја, тренутке максимума (највећи сјај променљиве звезде) и минимума, амплитуду промене сјаја и др.
Развијене су методе посматрања, којом и астрономи аматериорганизованим, континуираним радом могу постићи резултате значајне научне вредности. Пример за то је The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) из Кембриџа (Масачусетс). Ово највеће међународно удружење посматрача променљивих звезда располаже с јединственом базом података која се састоји од преко 14 милиона посматрања прикупљених од 1911. године до наших дана.
Номенклатура
У атласима и каталозима променљиве звезде се обележавају великим словима, почевши од R. Тако се нижу R, S, T, U итд. Уз слово се ставља други падеж латинског назива сазвежђа у којем се променљива звезда налази, тако нпр. R Draconis означава променљиву звезду R у сазвежђу Змаја (Draco). Кад се искористе сва слова до краја абецеде, прелази се на дуплирање које такође почиње са словом R па тако имамо RR...RZ, SS...SZ све до ZZ. Потом се наставља са двоструким ознакама: AB...AZ, BB...BZ, CC...QQ...QZ (с тим што се Ј комбинације не користе). Након што се исцрпе све комбинације са словима, прелази се на ознаку V уз коју долази број већи од броја 334 (комбинација са словима има укупно 334). Тако нпр. V1016 Cygni означава 1016. променљиву звезду у сазвежђу Лабуда (Cygnis).
Класификација променљивих звезда
Сјај звезда се мења из много разлога. Он се може мењати и кроз неколико звезданих величина, али и тако слабо да то опажамо само осетљивим фотометром. Неким се звездама сјај мења правилно или скоро правилно, друге одједном избледе или ненадано засјаје. Промена се може одвијати у вишегодишњим циклусима, или и у само неколико секунди.
Променљиве звезде можемо поделити у две основне групе:
Физички променљиве звезде: мењају сјај услед физичких процеса у самој звезди, и оне се деле у три подгрупе: Пулсирајуће променљиве звезде: су звезде које се скупљају и шире (пулсирају) с периодом од неколико дана или месеци. Еруптивне променљиве звезде: одликују се избацивањем материје у облику ерупције што за последицу има повећање сјаја одређених подручја на звезди. Неке испуштају облаке угљеника који их изненада заклоне. Катаклизмичке променљиве звезде: звезде које јако промене сјај након што доживе неку наглу, велику промену. Међу њих убрајамо нове и супернове. Еклипсно и ротирајуће променљиве звезде: мењају сјај услед спољних узрока, који могу бити ротација или помрачења звезде. Овде имамо две подгрупе: Еклипсно променљиве звезде: то су двојне звезде чије се компоненте у систему крећу у равни посматрача на Земљи тако да на делу путање периодично прекривају једна другу. Промену сјаја може и да изазове и планета што је једна од метода проналаска вансоларних планета. Променљиве звезде услед ротације: њихова је површина неравномерно прекривена огромним пегама сличним Сунчевим, и ротацијом звезде појављују се различите групе пега, па се звездин сјај мења.
Ове подгрупе се даље дијеле на појединачне типове звезда које су име добиле по својем прототипу, карактеристичном представнику. Тако се патуљасте нове називају звездама типа U Geminorum по првој променљивој звезди из ове групе - U Geminorum коју је 1855. године открио енглески астроном Џон Расел Хајнд.
Физички променљиве звезде
Пулсирајуће променљиве звезде
Већина звезда из ове скупине пулсирају тако да се скупљају и шире. Међу пулсирајућим променљивим звездама разликујемо две велике класе: Цефеиде - имају кратке периоде (неколико дана или месеци), а стабилан период промене сјаја један је од најважнијих објежја цефеида. Дугопериодичне променљиве звезде – њихови периоди су дужи, до 1000 дана, сјај звезде се мења мање правилно.
Цефеиде
Цефеиде (име су добиле по делти Цефеја) су жути и црвени суперџинови (спектралног типа А – М) који пулсирају врло правилно. Период пулсирања цефеиде повезан је с њеним апсолутним сјајем.
Делта цефеиде
Делта цефеиде се одликују врло постојаним и дугим периодима промене сјаја који могу бити између 1,5 и 50 дана. У скорије време пронађене су цефеиде с периодима дужим од 100 дана. Амплитуде промене сјаја - разлика привидних величина у максимуму и минимуму сјаја – могу се кретати у интервалу 0,2 - 2,0 звездане величине. Карактеристичан представник звезда овог типа је делта Цефеја. Делта цефеиде припадају звездама спектралног типа Ф, Г и К, њихове апсолутне магнитуде досежу до -6 (што значи да могу бити 10.000 пута сјајније од Сунца). Време потребно да се њихов сјај повећа и опет смањи (период променљиве звезде) говори нам колики је њихов апсолутни сјај. Упоредимо ли потом ту величину с привидним сјајем цефеиде, лако можемо израчунати колико је она од нас удаљена. Цефеиде су стога нарочите важне у астрономији, јер омогућују одређивање удаљености и изван наше Галаксије.
W Virginis
Врло су сличне цефеидама, но оне су старије звезде популације II, сиромашније тежим елементима. Периоди промене сјаја код ових звезда варирају од 2 до 45 дана с амплитудама од 0,3 до 1,2 магнитуде.
RR Lyrae
Сличне су цефеидама, али имају нешто мањи луминозитет. То су старе звезде популације II, масе отприлике једнаке Сунчевој. Припадају збијеним јатима. Све оне врло брзо мењају свој сјај, периоди износе између 0,05 и 1,2 дана, а притом им се сјај најчешће мења за око једну звездану величину.
Delta Scuti
Припадају спектралним типовима А0 – Ф5, амплитуде промене сјаја су им од 0,003 до 0,9 магнитуда, периоди су им 0,01 до 0,2 дана. Променљиве ове врсте настањују подручје галактичке равни, тј. диска.
SX Phoenicis
Сличне су променљивим звездама типа delta Scuti, припадају спектралним класама А2 - Ф5. Најчешће се опажају у кугластим јатима. Сјај им се мења с амплитудом од 0,7 магнитуде, а периоди су им 1-2 сата.
Плаво-беле променљиве звезде с раним спектрима (О и Б класе)
Плаво-беле звезде, џинови, с малим променама сјаја и кратким периодима
Beta Cephei
Имају веома кратке периоде, од 0,1 до 0,6 дана. Промена сјаја им није велика, креће се у распону од 0,03 до 0,3 магнитуде. Звезде припадају спектралним типовима од О8 до Б6.
PV Telescopii
Звезде ове групе су суперџинови саздани од хелијума с периодима 0,1-1 дан и просечним амплитудама промене сјаја од 0,1 магнитуде.
Дугопериодичне и полуправилне променљиве звезде
Црвени џинови који због слабе гравитације на својој површини не могу у довољној мери контролисати своје спољне слојеве па полако пулсирају кроз временски размак од неколико месеци и година. Дужина периода варира од циклуса до циклуса.
Мириде
Мириде су врло хладни црвени суперџинови који пулсирају врло споро. Период промене сјаја код мирида је између три месеца и три године, амплитуде су од 2,5 па све до 11 магнитуда. Већина је периода од 180 до 360 дана. Најпознатија од пулсирајућих звезда је Mira Ceti, тачније omicron Ceti. Њен сјај се мења од 2 до 10 магнитуде с периодом од отприлике 332 дана.
Полуправилне променљиве звезде
Црвени суперџинови чија је периодичност промене сјаја мање изражена од мирида. Амплитуде полуправилних променљивих су мање него код мирида (мање од 2,5 магнитуде). Познати пример за полуправилне променљиве звезде је Бетелгез. Бетелгез у Ориону који има период од око 2.070 дана и промену сјаја између 0,1 и 1,1 магнитуде.
RV Tauri
Жути пулсирајући суперџинови с полуправилним циклусима промене сјаја у трајању од 30 до 100 дана с амплитудама од 3-4 магнитуде. У максимуму сјаја показују спектар Ф или Г а у минимуму сјаја спектралне разреде К или М.
Неправилне променљиве звезде
Црвени суперџинови у чијим променама сјаја нема правилности или се једва назиру.
Alpha Cygni
Променљиве звезде типа alpha Cygni су суперџинови с нерадијалним пулсацијама спектралних разреда Bep до AepIa. Њихови периоди варирају од неколико дана до неколико седмица, са просечном амплиутдом промене сјаја 0,1 магнитуде. Сјај им се мења неправилно. Прототип ове скупине променљивих звезда је звезда Денеб у сазвежђу Лабуда.
Пулсирајући бели патуљци
Ове нерадијално пулсирајуће звезде имају кратке периоде од неколико стотина до неколико хиљада секунди, с малим флуктуацијама сјаја од 0,001 до 0,2 магнитуде. Познати типови пулсирајућих белих патуљака обухватају: обичне беле патуљке типа DAV (тип ZZ Cet) у чијим атмосферама доминира водоник и имају спектар DA. Следе патуљци тпа DBV (тип V777 Her) с доминантним хелијумом у атмосфери и спектром типа DB. И накрају имамо патуљке типа GW Vir с атмосферама богатим хелијумом, уљеником и кисеоником. Звезде типа GW Vir могу се даље поделити на звезде типа DOV и PNNV.
Еруптивне променљиве звезде
Протозвезде
Звезде у стадијуму настајања од сажимајућег молекуларног облака. У том процесу енергија гравитационог поља прелази у топлоту што доводи до почетка термонуклеарних реакција у језгру звезде. Многе протозвезде показују неправилне промене сјаја.
Хербиг -{Ae/Be}- звезде
Променљивост масивних (2-8 Сунчевих маса) Хербиг -{Ae/Be}- звезда узрокована је гасно-прашинастим облацима који круже у диску око звезде.
-{T Tauri}-