mini|250px|desno|Položaj promjenljivih vrsta zvijezda u Hertzsprung-Russelovom dijagramu. Promjenljiva zvijezda, promjenljivaVujnović, Vladis: Rječnik astronomije i fizike svemirskog prostora, Zagreb: Školska knjiga, 2004., , str. 130 ili promjenljivicaIssuu - Mozaik knjiga Svemir - velika ilustrirana enciklopedija, Mozaik knjiga, sadržaj - str. 3, članak - str. 274 zvijezda je čija se promjena sjaja može uočiti tijekom, u astronomskim razmjerima, kratkog vremenskog intervala (sati, dani, godine), a nije uzrokovana pojavama u atmosferi Zemlje. Većina zvijezda sjaji skoro posve stalnim sjajem, samo 1 % od svih zvijezda su promjenljive zvijezde. Naše Sunce je dobar primjer zvijezde koja svijetli gotovo posve stalnim sjajem (sjaj se mijenja svega 0,01 % tijekom 11-godišnjeg Sunčevog ciklusa).
Povijest
Godine 1572. i 1604. promatrane su pojave supernova. Njemački astronom David Fabricius je 1596. godine zabilježio da se sjaj zvijezde omicron Ceti periodički mijenja. Godine 1642. toj je zvijezdi poljski astronom Johannes Hevelius dao latinski naziv Mira Stella (hrv. „čudnovata zvijezda”). Talijanski astronom Geminiano Montanari je 1669. primijetio da Algol mijenja sjaj. Englez John Goodricke je 1782. pretpostavio da se radi o pomrčinskoj promjenljivici. Goodricke je 1784. otkrio deltu Cefeja, prvu cefeidu. Broj novootkrivenih promjenljivica uvelike se povećao nakon 1890. kada se u astronomiji počela primjenjivati fotografija.
U posljednjem izdanju General Catalouge of Variable Stars (GCVS) iz 2003. katalogizirano je približno promjenljivih u našoj galaksiji i oko u drugim galaksijama, osim toga oko promjenljivih uvršteno je u New Catalogue of Suspected Variable Stars (NSV).
Promatranja
Promjenljive zvijezde proučavaju se primjenom fotometrije, spektrofotometrije i spektroskopije. Najpoznatije metode vizualne fotometrije su Pogsonova, Pickeringova i Argelanderova. Sve se zasnivaju na uspoređivanju sjaja promjenljive zvijezde s jednom ili više poredbenih zvijezda konstantnog sjaja. Navedene metode razlikuju se prema načinu kojim se to uspoređivanje vrši. Tako se kod interpolacijske Pickeringove metode sjaj promjenljive “umetne” između sjajeva dviju poredbenih, dok se Argelanderova metoda temelji na tzv. stupnju, najmanjoj razlici sjaja koju je oko fiziološki u stanju registrirati.
Kada se prikupi više pojedinačnih podataka o sjaju promjenljivice, može se pristupiti konstruiranju krivulje sjaja. Na horizontalnu os se nanosi vrijeme promatranja, najčešće u julijanskim danima, a na vertikalnu os se stavljaju vrijednosti sjaja u prividnim zvjezdanim veličinama (vizualnim magnitudama). S krivulje je moguće odrediti mnoge važne parametre kao što je period promjene sjaja, trenutke maksimuma (najveći sjaj promjenljivice) za fizički promjenljive, odnosno minimuma za pomrčinske zvijezde koji se daje u julijanskim danima, amplitudu promjene sjaja i dr.
Razvijene su metode promatranja, čijom primjenom te organiziranim, kontinuiranim radom i astronomi amateri mogu postići rezultate velike znanstvene vrijednosti, primjer za to je The American Association of Variable Star Observers (AAVSO) iz Cambridgea (MA). Ova najveća međunarodna udruga promatrača promjenljivih zvijezda raspolaže s jedinstvenom bazom podataka koja se sastoji od preko 14 milijuna promatranja prikupljenih od 1911. godine do naših dana. U sklopu programa AAVSO poznati hrvatski promatrač promjenljivih zvijezda Marino Fonović izvršio je vizualnih, fotoelektričnih i CCD fotometrijskih opažanja promjenljivica, što je rekord u svjetskim razmjerimahttps://www.aavso.org/observer-awards%E2%80%942013.
Nomenklatura
U atlasima i katalozima promjenljive zvijezde se obilježavaju velikim slovima, počevši od R. Tako se nižu R, S, T, U itd. Uz slovo se stavlja drugi padež latinskog naziva zviježđa u kojem se promjenljivica nalazi, tako npr. R Draconis označava promjenljivu zvijezdu R u zviježđu Zmaja (Draco). Kad se iskoriste sva slova do kraja abecede, prelazi se na dupliranje pa tako primjerice imamo AB, AZ, BB, BR, RS, TT itd. Nakon što se iscrpe sve kombinacije sa slovima, prelazi se na oznaku V uz koju dolazi neki broj nakon broja 334. Tako npr. V1016 Cygni označava 1016-u promjenljivu zvijezdu u zviježđu Labuda (Cygnis).
Klasifikacija promjenljivih zvijezda
Sjaj zvijezda se mijenja iz mnogo razloga. On se može mijenjati kroz nekoliko zvjezdanih veličina, ali i tako slabo da to opažamo samo osjetljivim fotometrom. Nekim se zvijezdama sjaj mijenja pravilno ili skoro pravilno, druge najednom izblijede ili nenadano planu. Promjena se može odvijati u višegodišnjim ciklusima, ali i u samo nekoliko sekundi.
Fizički promjenljive zvijezde se razlikuju na pomrčinske, pulsirajuće i kataklizmičke.Vujnović, Vladis: Rječnik astronomije i fizike svemirskog prostora, Zagreb: Školska knjiga, 2004., , str. 121
Promjenljive zvijezde možemo podijeliti u dvije osnovne skupine: intrinzične ili fizičke promjenjive zvijezde te na ekstrinzične promjenjive zvijezde, ovisno o vrsti promjenjive zvijezde, promjene sjaja mogu varirati od tisućinke magnitude sve do dvadeset magnituda tijekom perioda od jedne sekunde do više godina. Do danas je zabilježeno više od promjenjivih zvijezda, a tisuće zvijezdâ čekaju potvrdu tog statusa.Zvjezdarnica.com Domagoj Petrić: Promjenjive zvijezde, 8. prosinca 2016. (pristupljeno 16. svibnja 2017.)
Intrinzične ili fizički promjenljive zvijezde: mijenjaju sjaj zbog fizikalnih procesa u samoj zvijezdi, one se mogu podijeliti u tri podgrupe: Pulsirajuće promjenljivice: su zvijezde koje se skupljaju i šire (pulsiraju) s periodom od nekoliko dana ili mjeseci (pr. cefeide) Eruptivne promjenljivice: odlikuju se izbacivanjem materije zvijezde u obliku erupcije što za posljedicu ima povećanje sjaja određenih područja na zvijezdi. Neke ispuštaju oblake ugljika koji ih iznenada sakriju. Kataklizmičke promjenljivice: zvijezde koje jako promijene sjaj nakon što dožive neku naglu, veliku promjenu. Među njih ubrajamo nove i supernove. Ekstrinzične tj. pomrčinske i vrteće promjenljive zvijezde: mijenjaju sjaj zbog vanjskih uzroka, koji mogu biti rotacija i pomrčine. Ovdje imamo dvije podgrupe: pomrčinske Pomrčinske (eklipsne) promjenljivice: to su dvojne zvijezde čije se sastavnice gibaju u ravnini promatrača na Zemlji tako da na dijelu staze periodično prekrivaju jedna drugu. Rotirajuće (vrteće) promjenljivice: njihova je površina neravnomjerno prekrivena golemim pjegama sličnim Sunčevim, vrtnjom zvijezde pojavljuju se različite skupine pjega, pa se njezin sjaj mijenja.
Ove podgrupe se dalje dijele na pojedinačne tipove zvijezda koje su ime dobile po svojem prototipu, karakterističnom predstavniku. Tako se patuljaste nove nazivaju zvijezdama tipa U Geminorum po prvoj, istoimenoj promjenljivoj zvijezdi iz ove skupine, koju je 1855. godine otkrio engleski astronom John Russell Hind.
Fizički promjenljive zvijezde
Pulsirajuće promjenljive zvijezde
Većina zvijezda iz ove skupine pulsiraju tako da se skupljaju i šire. Među pulsirajućim promjenljivim zvijezdama razlikujemo dvije velike skupine: Cefeide - imaju kratke periode (nekoliko dana ili mjeseci), stabilan period promjene sjaja jedno je od najvažnijih obilježja cefeida. Dugoperiodične promjenljivice – njihovi periodi su duži, do 1000 dana, sjaj zvijezde se mijenja manje pravilno. Cefeide
Cefeide (ime su dobile po delti Cefeja) su žuti i crveni superdivovi (spektralnog tipa A – M) koji pulsiraju vrlo pravilno. Period pulsiranja cefeide povezan je s njezinim apsolutnim sjajem.
Delta cefeide
Delta cefeide se odlikuju vrlo postojanim i dugim periodima promjene sjaja koji mogu biti između 1,5 i 50 dana. U novije vrijeme pronađene su cefeide s periodima dužim od 100 dana. Amplitude promjene sjaja razlika su prividnih veličina u maksimumu i minimumu sjaja. Mogu se kretati u intervalu 0,2 – 2,0 zvjezdane veličine. Karakterističan predstavnik zvijezda ovog tipa je delta Cephei. Delta cefeide pripadaju zvijezdama spektralnog tipa F, G i K, njihove apsolutne magnitude dosežu do –6 (što znači da mogu biti puta sjajnije od Sunca). Vrijeme potrebno da se njihov sjaj poveća i opet smanji govori nam koliki je njihov apsolutni sjaj. Usporedimo li potom tu veličinu s prividnim sjajem cefeide, lako možemo izračunati koliko je ona od nas udaljena. Cefeide su stoga osobito važne u astronomiji zato što omogućuju određivanje udaljenosti i izvan naše galaksije.
W Virginis
Vrlo su slične cefeidama, no one su starije zvijezde II. populacije, siromašnije težim elementima. Periodi promjene sjaja kod ovih zvijezda variraju od 2 do 45 dana s amplitudama od 0,3 do 1,2 magnituda, no za jednak period magnituda im je manja od cefeida budući da su one dio populacije I zvijezda u Mliječnoj stazi.
RR Lyrae
Slične su cefeidama, ali imaju nešto manji luminozitet. To su stare zvijezde II. populacije, mase otprilike jednake Sunčevoj. Najčešće pripadaju kuglastim skupovima. Sve one vrlo brzo mijenjaju svoj sjaj, periodi iznose između 0,05 i 1,2 dana, pritom im se sjaj najčešće mijenja za jednu zvjezdanu veličinu. Sve su otprilike iste mase i starosti te se nalaze na istom evolucijskom stadiju zvijezda gdje helij počinje sagorijevati u jezgri. Kako su im apsolutne magnitude određene, mogu se izračunati udaljenosti do kuglastih skupova te tako služe kao standardne svijeće.
Delta Scuti
Pripadaju spektralnim tipovima A0 – F5, amplitude promjene sjaja su im od 0,003 do 0,9 magnituda, periodi su im 0,01 do 0,2 dana. Promjenljive te vrste nastanjuju područje galaktičke ravnine.
SX Phoenicis
Slične su promjenljivicama tipa delta Scuti, pripadaju spektralnim razredima A2 – F5. Najčešće se opažaju u kuglastim skupovima. Sjaj im se mijenja s amplitudom 0,7 magnituda, periodi su im 1 – 2 sata.
Plavo-bijele promjenljivice s ranim spektrima (O i B)
Plavobijele zvijezde, divovi, s malim promjenama sjaja i kratkim periodima
Beta Cephei
Imaju veoma kratke periode, od 0,1 do 0,6 dana. Kolebanje sjaja nije im veliko, kreće se u rasponu od 0,03 do 0,3 magnitude. Izrazito masivne zvijezde koje pripadaju spektralnim tipovima od O8 do B6.
PV Telescopii
Zvijezde ove skupine su superdivovi sazdani od helija s periodima 0,1 – 1 dan i prosječnim amplitudama promjene sjaja od 0,1 magnitude.
Dugoperiodične i polupravilne promjenljivice
Crveni divovi koji zbog slabe gravitacije na svojoj površini ne mogu u dovoljnoj mjeri kontrolirati svoje vanjske slojeve pa polako pulsiraju kroz vremenski razmak od nekoliko mjeseci i godina. Dužina perioda varira od ciklusa do ciklusa.
Miride
Miride su vrlo hladni crveni superdivovi, zvijezde spektralnog razreda M, S ili C koje u svojim spektrima pokazuju emisijske linije, koji pulsiraju vrlo sporo. Period promjene sjaja Mirida je između tri mjeseca i tri godine, amplitude su od 2,5 pa sve do 11 magnituda. Većina je perioda od 180 do 360 dana tako da ih se nekad naziva i dugoperiodičnim promjenjivim zvijezdama. Najpoznatija od pulsirajućih zvijezda je Mira Ceti, točnije omicron Ceti. Njezin sjaj se mijenja od 2 do 10 magnitude s periodom od otprilike 332 dana, a njen radijus iznosi oko 2 astronomske jedinice.
Polupravilne promjenljivice
Crveni superdivovi čija je periodičnost promjene sjaja manje izrazita od mirida. Amplitude polupravilnih promjenljivih su manje nego u mirida (manje od 2,5 magnitude). Poznati primjer za polupravilne promjenljive zvijezde je Betelgez. Betelgez u Orionu koji ima period od oko dana i promjenu sjaja između 0,1 i 1,1 magnitude.
RV Tauri
Žuti pulsirajući superdivovi s polupravilnim ciklusima promjene sjaja u trajanju od 30 do 100 dana s amplitudama od 3-4 magnitude. U maksimumu sjaja pokazuju spektar F ili G, a u minimumu sjaja spektralne razrede K ili M.
Nepravilne promjenljivice
Crveni superdivovi u čijim promjenama sjaja nema pravilnosti ili se jedva naziru.
Alfa Cygni