bélyegkép|jobbra|300px|A T Tauri változócsillag
A változócsillagok vagy változók olyan csillagok, amelyek állapothatározói emberi időskálán mérve rövid idő alatt megváltoznak. Lehetséges ugyanis, hogy egy csillag luminozitása állandó, csupán a spektrális jellemzői (egyes színképvonalak erőssége, előfordulása) változnak és ez árulkodik bizonyos fizikai állapotok megváltozásáról. A fedési kettőscsillagokat is változóknak tekintjük, annak ellenére, hogy esetükben nem belső fizikai változás, hanem a kísérőcsillaguk által történő fedés okozza a fényességváltozást. Ugyancsak ide soroljuk a forgó változócsillagokat, amiknél a fényességváltozást csillagfoltok, mágneses mező vagy ellipszoidális változások okozzák.
A legtöbb csillagnak azonban állandó a fényessége. Legjobb példa erre Napunk, amely relatíve kicsi fényességváltozásokat mutat, ennek értéke durván 0,1%, ami a 11 éves naptevékenységi ciklusnak tudható be.
A változócsillagok felfedezése Egy 3200 évvel ezelőtti ókori egyiptomi naptár feltüntetett szerencsés és szerencsétlen napokat. Ez lehet az egyik első dokumentum egy változócsillag felfedezéséről, a fedési kettős Algolról. Ausztrál őslakosok megfigyelték a Betelgeuze és az Antares változását. Fényességük változását szóbeli hagyományként adták tovább.
A régi feljegyzések arról tanúskodnak, hogy már az ókor embere is felfigyelt az egyébként változatlannak hitt égbolton feltűnő „új” csillagokra, nóvákra és szupernóvákra. Ezek a csillagok azonban korántsem keltettek akkora félelmet, mint a fényes, nagy látszó átmérőjű üstökösök. Több ilyen „vendégcsillagról” készítettek feljegyzéseket a kínaiak, köztük az 1054-es szupernóváról is. De a kisebb amplitúdójú változók észlelésében is élen jártak a kínaiak, i. e. a 2. században Sima Qian csillagász tudott az R Coronae Borealis, az epszilon Aurigae és az U Ophiuci fényességváltozásairól.
Az európai csillagászok 1596-ban fedezték fel az első periodikus változót. David Fabricius ekkor észlelte először az omikron Cetit, de a változás természetét csak 1638-ban ismerte fel Hotwarda. A változócsillagok periodikus fényességváltozása akkoriban ismeretlen volt, ezért kapta a csillag a Mira (csodálatos) nevet. A későbbi távcsöves megfigyelésekből arra következtettek, hogy a Mira legnagyobb fényessége 2 magnitúdó, legkisebb fényessége pedig 9 magnitúdó. A maximum és a minimum között a Mira fényessége folyamatosan változik, a változás periódusa 330 nap.
A második változócsillag az Algol volt, melyet Geminiano Montanari írt le 1669-ben. Változó voltát John Goodricke fejtette ki korrektül 1784-ben. A Chi Cygni változócsillagot 1686-ban azonosította G. Kirch, majd az R Hydrae változócsillagot 1704-ben G. D. Maraldi. 1786-ban tíz változócsillagot ismertek. John Goodricke felfedezte a Delta Cephei és a Beta Lyrae változócsillagot. 1850-től kezdve megugrott az ismert változócsillagok száma, különösen 1890-től, amikor a fényképezés segítségével egyszerűbbé vált a változócsillagok azonosítása.
A General Catalogue of Variable Stars 2008-ban több, mint 46 000 változócsillagot tartalmazott a Tejútrendszerben, több, mint 10 000-et más galaxisokban, és több, mint több, mint 10 000 gyaníthatóan változócsillagot. A változóság igazolása Megfigyelések
A változóság leggyakoribb fajtái a fényesség változásában nyilvánulnak meg, de előfordulnak más változások is, mint a spektrumon. A fényességi görbét kombinálva a spektrum változásával a csillagászok gyakran a változóság okát is megtalálják.
A csillagokat fotometriával, spektrofotometriával és spektroszkópiával elemzik. A fényességbeli változásokat fénygörbeként rajzolják fel. Szabályos változók esetén a változás periódusa és amplitúdója könnyen meghatározható; sok csillag esetén azonban ezek változnak a csillag élete során, akár két periódus között is. A fényességbeli csúcsok a maximumok, a leghalványabb időpontok a minimumok.
Még amatőrcsillagászok is hozzájárulhatnak a kutatásokhoz azzal, hogy a csillagot összehasonlítják az ugyanabban a teleszkópos látómezőben levő többi csillaggal, melyek fényessége ismert és állandó. A megfigyelés időpontjának és a csillag fényességének feljegyzése alapján vizuális fénygörbe alkotható. Az American Association of Variable Star Observers világszerte gyűjti ezeket az adatokat, melyeket megoszt a világ kutatóival.
A fénygörbe alapján választ kaphatunk ezekre a kérdésekre: a fényesség változása periodikus, félperiodikus, szabálytalasn, vagy egyedi? mi a fényesség változásának periódusa? milyen a fénygörbe alakja: szimmetrikus-e, szögletes vagy sima, ciklusonként egy vagy több minimum van-e, és hasonlók
A spektrum elemzésével a következőkre kapható válasz: mi a csillag típusa, mi a hőmérséklete, fényességi osztálya egyedi csillag, vagy kettőscsillag változik-e a spektrum idővel (például a hőmérséklet periodikus változásával) a fényességbeli változás a spektrumnak csak egy részét érinti-e (például a látható fény tartományában marad-e) a spektrumvonalak hullámhosszai ezekre a mozgáspontokra tolódnak-e (például periodikus növekedés és összehúzódás, forgás vagy egy kiterjedő gázmező miatt) az erős mágneses mezők nyomot hagynak a spektrumon abnormális kibocsátási vagy elnyelési vonalak jelezhetnek forró csillaglégkört, vagy a csillagot körülvevő gázfelhőket
Néhány esetben készíthető kép a csillag lemezéről. Ezek sötétebb foltokat mutathatnak a csillag felszínén.
A megfigyelések elemzése A fényességi görbe és a spektrum kombinálásával utalásokat nyerhetünk a csillagban előforduló változásokra. Például pulzáló csillagra utal a spektrum eltolódása, mivel felszíne felénk mozog vagy távolodik, ugyanazzal a frekvenciával, mint ahogy a fényessége változik.
A változócsillagok úgy kétharmada pulzáló. Az 1930-as években Arthur Stanley Eddington megmutatta, hogy egy csillag belsejét leíró matematikai egyenletek olyan instabilitást hozhatnak létre, amitől a csillag pulzálni kezd. Az instabilitás leggyakoribb típusa kapcsolatban áll a csillag külső, konvektív rétegeinek ionizációjának fokával.
Ha egy csillag kitágul, akkor külső rétegei kiterjeszkednek, amitől lehűl. A hűlés miatt az ionizáció is csökken. A gáz átlátszóbbá válik, így a csillag akadálytalanabbul tudja energiáját kisugározni. Ezért a csillag elkezd összehúzódni. A gáz összenyomódása miatt felmelegszik, és az ionizáció is erősebbé válik. A csillag sugárzásának nagyobb részét fogja fel a gáz, ettől tovább melegszik, ezért a csillag újra kitágul. Ez a ciklus hosszabb távon is fennáll.
A cepheidák pulzálását a hélium ionizációjának oszcillációja hajtja meg.
Nevezéktanuk
Az első változócsillagot az adott csillagképben az R betűvel jelölték, majd S, T, ... Z. Ez csillagképenként 9 változócsillagot engedett meg. Hamar kiderült, hogy ennyi nem elegendő. Ekkor betűpárral kezdték a változókat jelölni, továbbra is az R-től indulva: RR, ..., RZ, SS, ... SZ, ... ZZ. Ez 57 lehetséges jelölését adja a változóknak, a ZZ után pedig elkezdték az abc elején lévő betűket is felhasználni (AA-QZ) úgy, hogy a J-t kihagyták (mert összekeverhető az I-vel), és mindig az abc-ben előbb lévő betűt írták előre. (Olyan, hogy RA nincs, csak AR.) Ezzel a kacifántos jelölésrendszerrel is csupán 334 csillagot tudtak jelölni, a további változókat – a bonyolításokat elkerülendő – V után írt számmal jelzik. V335-... A legfényesebb változócsillagok viszont megtartották a görög betű-jelüket. pl: δ Cep.
Osztályozásuk
A változócsillagokat változóságuk oka szerint osztályozzák: Belső változók: a változást belső tényezők okozzák. Három alcsoportra osztható: Pulzáló változók, kitágulnak és összehúzódnak, természetes fejlődési és öregedési folyamataik miatt Kitörő változók, felszíni kitörésekkel, flare-ekkel vagy anyagkidobódásokkal Kataklizmatikus vagy explozív változók, kataklizmatikus változásokon átmenő csillagok, mint nóvák és szupernóvák Külső változók: a változóság oka külső tényező, mint fedések és a csillag forgása. Fedési változók, kettőscsillagok, ahogy a Földről látható, az egyik vagy a másik csillag időnként kitakarja a másikat, akkor a kettős kevésbé fényes Forgó változók, ahol a változást a forgás okozza. A csillag napfoltjai lehetnek egyenetlen eloszlásúak, vagy a gyors forgás miatt ellipszoid alakot vesznek fel
Mindezek a csoportok tovább oszthatók, melyeket prototípusokról neveznek el. Például a törpe novákat U Geminorum csillagoknak nevezik az elsőként felfedezett ilyen típusú csillagról.
A változócsillagok típusai Eruptív változók Az eruptív változók szabálytalan vagy félszabályos fényességváltozást mutatnak amiatt, hogy a csillag anyagot veszít vagy anyagot szív magához. Az elnevezés ellenére nincsenek explozív események. Protocsillagok (fősorozat előtti változók) A protocsillagok fiatal objektumok, ahol a gázköd még nem húzódott össze annyira, hogy a csillag felkerüljön a fősorozatra, azaz beinduljon bennük a fúzió. Energiaforrásuk az összehúzódásból adódik. A legtöbb protocsillag fényességváltozása szabálytalan. Herbig Ae/Be csillagok
A Herbig Ae/Be csillagok fiatal, még kontrakciós fázisban levő, 2-8 naptömegű csillagok a kalcium és a hidrogén kibocsátási vonalaival. Változóságukat a csillag körül forgó korongban levő gázködök okozzák. FU Orionis típusú változók (FU ORI) A FU Orionis típusú változók tükröző ködökben helyezkednek el. Spektrális típusuk A-tól G-ig terjed. Lehet, hogy a T tauri típusú csillagok fejlődésének egy szakasza. Fényességük 6 magnitúdóval nő, amelyet az állandó fényesség hosszú szakasza követ. Ezután néhány év alatt körülbelül két magnitúdót halványulnak. Például a V1057 Cygni 11 év alatt 2,5 magnitúdót halványult. Orion-változók bélyegkép|jobbra|100px|Rajz egy T Tauri csillagot körüli akkréciós korongról Az Orion változók fiatal, forró fősorozat előtti csillagok, rendszerint ködbe burkolózva. Szabálytalan periódusúak, különböző magnitúdójú amplitúdókkal. Egy altípusa a T Tauri változók, melyek változását foltok és a csillag körül forgó ködök okozzák.
IN: korai (B vagy A) színképosztályúak INB INT: T Tauri típusú Orion-változók IN(YY)
Fősorozati változók Wolf–Rayet-csillagok
bélyegkép|jobbra|A WR 124 Wolf–Rayet-csillagot körülvevő M1-67 köd (Hubble-űrtávcső felvétele)
A Wolf–Rayet-csillagok az O típusú csillagokhoz hasonlítanak, de színképükben a hidrogén és az ionizált hélium széles vonalai dominánsak. Viszont ugyanakkor megtalálhatók a C, N és az O abszorpciós vonalai is. Felszíni hőmérsékletük 70 000 K fölötti. A napjainkban elfogadott elméletek szerint ezek a csillagok kettős rendszerek tagjai, ahol a kísérő Wolf–Rayet-komponens külső rétegeit „elszippantotta”. Így az észlelt színkép inkább a már jóval fejlettebb belső részeket jellemzi (C, N, O vonalak), mint a normál csillagfelszínt. A spektrumban mutatkozó széles vonalak a csillagtól távolodó nagy sebességű gázáramban keletkeznek. Színképük domináns spektrumvonalai alapján további három alosztályba sorolhatóak (WC: szénben gazdagok, WN: nitrogénben gazdagok, WO: oxigénben gazdagok). Wolf–Rayet-csillagok a Gamma Velorum A (WC), WR 124 (WN) és a WR93B (WO-típusú) objektumok.
Flercsillagok Fősorozati csillagoknál ritka a nagyobb eruptív változás, azonban gyakori a flercsillagoknál, melyeket neveznek úgy is, mint UV Ceti változók. Ezek nagyon halvány fősorozati változók, melyek szabályos flare-eken mennek keresztül. Néhány másodperc alatt két magnitúdót fényesednek, majd fél órán belül visszahalványodnak. Több közeli vörös törpe flercsillag, köztük a Proxima Centauri és a Wolf 359. Óriások és szuperóriások Nagy csillagok, melyek könnyen veszítenek anyagot; emiatt az óriáscsillagok gyakran változócsillagok is, tömegvesztés és kitörés miatt. Fényes kék változók