Variabla stjärnor, eller variabler, är stjärnor vars ljusstyrka varierar. Mer än 400 000 variabler är kända och har katalogiserats och tusentals fler är misstänkta variabler. Vår egen sol är en variabel, med ett energiutflöde som varierar med 0,1 procent under den 11-åriga solfläckscykeln, vilket motsvarar en förändring i ljusstyrkan med en tusendels magnitud.
Stjärnors variabilitet har ingen enda orsak utan kan vara en följd av flera olika tillstånd. Variationerna har ett mycket brett spektrum, både vad gäller amplitud och period. De kan vara regelbundna, halvregelbundna eller helt oregelbundna. De flesta stjärnor kan troligen klassas som variabla vid en tillräckligt noggrann mätning.
Beroende på vilka processer som ligger bakom kan den variabla stjärnans ljuskurva avslöja viktiga saker om stjärnan och om stjärnors utveckling i allmänhet.
De mest extrema variabla stjärnorna är supernovorna som kan öka i ljusstyrka med 20 magnituder, vilket motsvarar en ökning med 100 miljoner gånger. Detta innebär att en supernova kan lysa lika starkt som hela sin värdgalax. Det våldsamma supernovautbrottet innebär också slutet för stjärnan och kan därför bara uppträda en gång under dess liv. De flesta andra typer av variabilitet är däremot periodiskt återkommande, antingen med regelbundna eller oregelbundna tidsintervall.
De variabla stjärnorna grupperas efter variabilitetens orsak och stjärnans uppträdande. Några av de viktigaste huvudgrupperna är pulserande variabler, eruptiva och kataklysmiska variabler, förmörkelsevariabler och roterande variabler. Inom varje huvudgrupp finns det många olika undergrupper.
En annan uppdelning är i fysiska och optiska variabler. Fysiska variabler är stjärnor som ändrar sin ljusstyrka på grund av processer i stjärnans inre (pulserande, eruptiva och kataklysmiska). Optiska variabler är stjärnor som bara skenbart, på grund av optiska effekter, ser ut att variera (roterande variabler och förmörkelsevariabler). Denna uppdelning är dock problematisk då variabiliteten hos till exempel rotation- och förmörkelsevariablerna kan ha både optiska och fysiska orsaker.
Ungefär 95 procent av de kända variablerna är jättar eller superjättar.
Historik miniatyr|Krabbnebulosan, en rest av en av de först observerade föränderliga stjärnorna. Här på ett fotografi från Hubbleteleskopet 2005.
Den tidigast kända variabeln var en nova, år 2679 f.Kr., när det enligt den kinesiska encyklopedin T’u shu chi ch’-êng plötsligt ska ha framträtt en ljusstark stjärna på himlen.
En egyptisk kalender, den så kallade Kairo-kalendern, som är ungefär 3 200 år gammal, kan vara den allra äldsta bevarade dokumentationen av en variabel stjärna, nämligen av förmörkelsevariabeln Algol i stjärnbilden Perseus.
Andra tidigt dokumenterade variabla stjärnor, först kallade gäststjärnor och föränderliga stjärnor, är huvudsakligen novor och supernovor. Äldre kinesiska, japanska och koreanska källor har noterat förekomsten av cirka 80 ”nya stjärnor” (latin novae) fram till år 1600. Av dessa tros åtta ha varit supernovor och resten vanliga novor. Så har till exempel Krabbnebulosan, bland annat genom insatser av den svenske astronomen Knut Lundmark, kunnat identifieras som en rest efter den supernova som dokumenterades av kinesiska och japanska astronomer år 1054.
I november 1572 upptäckte ett antal astronomer en ny stjärna i stjärnbilden Cassiopeja. Bland dessa fanns den danske astronomen Tycho Brahe, som studerade den nya stjärnans ljusstyrka och gjorde noggranna mätningar av dess position. Han publicerade 1573 De Nova Stella om sina observationer av den nya stjärnan. I oktober 1604 upptäckte Johannes Kepler (och oberoende av honom David Fabricius) en annan ny stjärna i stjärnbilden Ormbäraren. Båda dessa stjärnor var supernovor i vår egen galax Vintergatan. Den från 1604 är dessutom den senast kända supernovan i vår egen galax.
Fabricius upptäckte också 1596 den första periodiskt variabla stjärnan Omikron Ceti (Mira). Dess periodicitet upptäcktes 1638 av Johannes Holwarda. Stjärnan gavs namnet Mira av Johannes Hevelius i verket Historiola Mirae Stellae 1662. En mer exakt periodbestämning av 333 dygn presenterades av Ismaël Boulliau i Ad astronomos monita duo 1667.
Beta Persei (Algol) upptäcktes vara variabel 1667 av Geminiano Montanari och 1782–1783 gjorde John Goodricke en noggrann mätning av dess period och var den förste som föreslog en korrekt förklaring till dess ljusvariationer, nämligen att stjärnan är vad vi nu kallar en förmörkelsevariabel.
År 1600 upptäckte Willem Janszoon Blaeu P Cygni, en stjärna som först antogs vara en nova men senare kom att klassas som en lysande blå variabel, en (S Doradus-stjärna). År 1670 upptäcktes en nova i stjärnbilden Räven av Anthelme Voituret. Stjärnan Nova Vulpeculae 1670 har numera variabelbeteckningen CK Vulpeculae. 1686 upptäckte Gottfried Kirch att Chi Cygni var variabel.
Under 1700-talet upptäcktes R Hydrae 1702 av Giacomo Maraldi; R Leonis 1782 av Julius August Koch; Beta Lyrae och Delta Cephei 1784 av John Goodricke; Eta Aquilae 1784, R Coronae Borealis och R Scuti 1795 av Edward Pigott samt Alfa Herculis 1795 av William Herschel.
Under 1800-talet, då man på allvar började intressera sig för stjärnors ljusstyrka, upptäcktes en mängd nya variabler. I en katalog sammanställd 1865 av George F. Chambers listas 123 variabler varav 23 upptäckta av John Russell Hind och 16 av Friedrich Argelander med kollegor vid Bonns observatorium. Takten ökade sedan ännu mer, speciellt sedan den fotografiska tekniken i början av 1900-talet tagits i anspråk vid observationerna. År 1907 var antalet kända variabler 3 748 varav 1 791 stycken i de Magellanska molnen. En majoritet av de senare, 2 909, hade upptäckts vid Harvard College Observatory.
Klassificering miniatyr|400px|Bilden visar var i Hertzsprung-Russell-diagrammet olika variabeltyper befinner sig. Referensverket GCVS, version 4, delar in de variabla stjärnorna i följande huvudgrupper. Förmörkelsevariabler: Dubbelstjärnesystem där stjärnorna har en sådan bana att de i siktlinjen från jorden passerar framför och förmörkar varandra. Roterande variabler: Stjärnor vars yta har osymmetrisk ljusstyrka och där ljusstyrkan därför varierar i takt med stjärnans rotation. Det finns också en typ som heter ellipsoidiska variabler där stjärnan ingår i en tät dubbelstjärna och därför har blivit en smula ellipsoidisk, så att stjärnans genomskärningsyta varierar med stjärnparets omlopp vilket ger ljusvariationer. Pulserande variabler: Stjärnor som varierar på grund av storskaliga vågrörelser i stjärnan, till exempel att radien ökar och minskar. Pulserna kan vara av regelbunden eller halvregelbunden karaktär. Eruptiva variabler: Stjärnor som oregelbundet får våldsamma och plötsliga energiutbrott och snabbt kan ändra sin ljusstyrka. Ännu våldsammare är stjärnorna i undergruppen kataklysmiska eller explosiva variabler. Kataklysmiska variabler: En undertyp av eruptiva variabler, med ännu våldsammare utbrott. Variabla täta dubbelstjärnsystem som också är röntgenkällor Övriga typer I följande kapitel används huvudsakligen klassificeringen i GCVS4.
Stjärnkataloger Sternberginstitutet vid Moskvas universitet ansvarar tillsammans med Ryska Vetenskapsakademien för att under IAU upprätthålla den moderna huvudkatalogen över kända variabla stjärnor, General Catalogue of Variable Stars. Det finns emellertid två referensverk på området.
GCVS: Det generella referensverket för variabla stjärnor General Catalogue of Variable Stars, vanligtvis förkortat med GCVS och versionsnummer. Dess första upplaga, som innehöll 10 820 variabler publicerades 1948 av Rysslands Vetenskapsakademi med B. V. Kukarkin och P. P. Parenago som redaktörer. Den senaste upplagan, GCVS v5.1, baseras på uppgifter fram till 2015 och omfattar 52 011 variabler.
Den bäst uppdaterade versionen av GCVS är den som tillhandahålls på GCVS webbplats. Den har förbättrade koordinatangivelser för variablerna som fanns med i GCVS fjärde upplaga. Den innehåller också variabla stjärnor som upptäckts efter 1987.
NSV: Ett komplement till GCVS utgör New Catalogue of Suspected Variable Stars, vanligen förkortat NSV. Den innehåller 14 811 stjärnor, som misstänks vara variabler, men som inte fått någon variabeldesignation före 1980. Katalogen publicerades 1982. En första upplaga av detta verk kom 1951 och hade titeln Catalogue of Suspected Variables (CSV), vilket förklarar varför den nuvarande stjärnkatalogen kallas ”New”, ny.
Nomenklatur miniatyr|Friedrich Argelander, preussisk astronom som etablerade den namngivningsstandard som gäller för variabla stjärnor. Beteckningen för variabla stjärnor följer en standard som introducerades av Friedrich Argelander.
Ljusstarka stjärnor som redan hade en Bayer-beteckning när de upptäcktes vara variabla har fått behålla denna, som Epsilon Aurigae.
Övriga variabler betecknas med en bokstav och stjärnbildens latinska namn i genitivform. Den först upptäckta variabeln i stjärnbilden betecknas med R, nästa S och sedan T, U, V, W, X, Y och Z. Därefter upptäckta variabler betecknas med två bokstäver, RR, RS … RZ, sedan SS, ST … SZ. Efter ZZ betecknas de AA, AB … AZ, sedan BB, BC … BZ, till sista beteckningen som är QZ. Bokstaven J hoppas över i alla beteckningar, eftersom den lätt förväxlas med bokstaven I. Den andra bokstaven kan aldrig vara närmare alfabetets början än den första, vilket betyder att kombinationer som BA, CA, CB, DA inte kan förekomma.
Detta ger totalt 334 kombinationer. Därefter numreras variabelobjekten inom stjärnbilden med beteckningarna V335, V336, V337 och uppåt.
Exempel på beteckningar utifrån denna standard: U Orionis, RV Tauri och V838 Monocerotis.
Nyupptäckta variabla stjärnor får till att börja med endast en katalogdesignation, av typen OT J155631.0-080440 och SDSS J110014.72+131552.1 och går igenom en process där det säkerställs att stjärnan verkligen är variabel, vilken variabeltyp den tillhör och andra egenskaper. Stjärnor som på detta sätt certifierats publiceras av IAU i så kallade Information Bulletin on Variable Stars och tas sedan upp i GCVS-katalogen.
Observation av variabla stjärnor miniatyr|Gruppfoto från 1916 på medlemmar i AAVSO (American Association of Variable Star Observers). Bland medlemmarna märks bland andra den amerikanska astronomen Annie Jump Cannon. Organisationen bildades 1911. I stort sett allt vi vet om stjärnor, deras uppkomst, fysiska egenskaper, utveckling och död, har vi fått fram genom att på olika sätt analysera den elektromagnetiska strålning som når oss i form av synligt ljus och inom andra våglängdsområden. Variabla stjärnor erbjuder ytterligare dimensioner inom stjärnfysiken för att förstå stjärnornas uppbyggnad. Bland annat ska ju astronomernas stjärnmodeller kunna förklara alla de typer av variabilitet vi kan observera för att vara trovärdiga.
Den vanligaste formen av variabilitet är förändringar av ljusstyrka i det synliga våglängdsområdet. Även variation i andra våglängdsband studeras, som ultraviolett och infrarött ljus. Variabiliteten kan också orsaka att stjärnans spektrum, temperatur och radialhastighet varierar. Genom att studera hur dessa förändringar sker över tiden kan astronomer komma fram till vad som orsakar variabiliteten och öka förståelsen om stjärnors uppbyggnad och utveckling.