Variabel stjerne

Variable stjerner eller variabler er stjerner hvis lysstyrke varierer over tid. Variabiliteten har ingen entydig årsak, men det finnes flere ulike tilstander som kan forårsake lysvariasjoner blant stjerner. Variasjonene har et bredt spekter både hva gjelder amplitude og periode. Variasjonene kan også være regelmessige, halvregelmessige eller uregelmessige. Solens energiutstråling varierer for eksempel med 0,1 % i løpet av den 11-årige solflekksyklusen, noe som tilsvarer en endring i lysstyrken på en tusendels størrelsesklasse.

De mest ekstreme variable stjernene er supernovaer som kan øke lysstyrken med 20 størrelsesklasser noe som tilsvarer en økning i lysstyrken på 100 millioner ganger. Dette innebærer at en supernova alene kan lyse like sterkt som en galakse. Det voldsomme supernovautbruddet innebærer også slutten for stjernen og kan derfor bare oppstå én gang i en stjernes liv. De fleste andre typer variabiliteter er derimot periodisk gjentagende, enten med et regelmessig eller uregelmessig tidsintervall.

Ut ifra variabilitetens årsak eller stjernens oppførsel klassifiseres de variable stjernene i flere ulike typer. Noen av de viktigste hovedgruppene er: 
Pulserende variabler: Stjerner som varierer på grunn av større bølgebevegelser i stjerner, for eksempel at radien øker og minsker. Pulseringene kan være regelmessige eller av halvregelmessig karakter.
Eruptive variabler: Stjerner som uregelmessig får voldsomme og plutselige energiutbrudd og raskt kan endre sin lysstyrke. Enda voldsommere er stjernene i undergruppen kataklysmiske eller eksplosive variabler.
Roterende variabler: Stjerner hvis ytre har usymmetrisk lysstyrke og der lysstyrken derfor varierer i takt med stjernens rotasjon. Det finnes også en type som heter ellipsoidiske variabler hvor stjernen inngår i en tett dobbeltstjerne og derfor har blitt noe ellipsoidisk. Lysstyrken varierer da i takt med stjerneparets omløp.
Formørkelsesvariabler: Dobbeltstjernesystem hvor stjernene har en slik bane at de i siktlinje fra jorden passerer foran og formørker hverandre.

Innenfor hver hovedgruppe finnes det også flere ulike undergrupper.

En annen oppdeling er fysiske og optiske variabler. Fysiske er stjerner som endrer sin lysstyrke på grunn av indre prosesser i stjernen (pulserende, eruptive). Optiske er stjerner som bare skinnbart på grunn av geometriske effekter ser ut til å variere (roterende og formørkelsesvariabler). Denne oppdelingen er imidlertid problematisk da variabiliteten hos for eksempel rotasjon- og formørkelsesvariablene kan ha både optiske og fysiske årsaker.

 Historikk 
De tidligst dokumenterte stjernene vi kjenner til er novaer og supernovaer. Eldre kinesiske, japanske og koreanske kilder har notert forekosten av ca. 80 «nye stjerner» frem til år 1600. Av disse antas åtte å ha vært supernovaer og resten vanlige novaer. Blant annet var den svenske astronomen Knut Lundmark delaktig i å identifisere Krabbetåken som en supernovarest som ble sett av kinesiske og japanske astronomer i år 1054.Knut Lundmark, "Suspected new stars recorded in old chronicles and among recent meridian observations", i Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 33 (1921).

I november 1572 oppdaget Wolfgang Schuler en ny stjerne i stjernebildet Cassiopeia. Tycho Brahe studerte den nye stjernens lysstyrke og utførte nøye målinger av posisjonene. I 1573 publiserte han De Nova Stella som omhandlet sine observasjoner av den nye stjernen. I oktober 1604 oppdaget Johannes Kepler (og uavhengig av ham David Fabricius) en annen ny stjerne i stjernebildet Slangebæreren. Begge disse stjernene var supernovaer i vår egen galakse Melkeveien. Den fra 1604 er også den siste kjente supernovaen som synes i Melkeveien.

Beta Persei (Algol) ble i 1669 oppdaget å være en variabel av Geminiano Montanari og 1782–1783 gjorde John Goodricke en nøyaktig måling av dens periode og var den første som foreslo en korrekt forklaring på variabiliteten, at stjernen er hva vi nå kaller en formørkelsesvariabel.

I 1600 oppdaget Willem Janszoon Blaeu P Cygni, en stjerne som først ble antatt å være en nova, men som nå klassifiseres S Doradus-stjerne. I 1670 ble en ny nova oppdaget av Anthelm i stjernebildet Reven. Den stjernen har nå fått betegnelsen CK Vulpeculae. I 1686 oppdaget Gottfried Kirch at Chi Cygni var en variabel.

På 1700-tallet ble så R Hydrae oppdaget av i 1702 av Giacomo Maraldi; R Leonis i 1782 av Julius August Koch; Beta Lyrae og Delta Cephei i 1784 av John Goodricke; Eta Aquilae i 1784, R Coronae Borealis og R Scuti i 1795 av Edward Pigott; Alfa Herculis i 1795 av William Herschel.

På 1800-tallet ble det oppdaget en rekke nye variabler, og i en katalog satt sammen av George F. Chambers i 1865. listes 123 variabler hvorav 23 ble oppdaget av John Russell Hind og 16 av Friedrich Argelander med kolleger ved Bonns observatorium. Takten økte siden enda mer, spesielt siden den fotografiske teknikken ble tatt i bruk på begynnelsen av 1900-tallet. I 1907 var antallet kjente variabler  hvorav  stykker i de magellanske skyer. Hoveddelen av disse,  stk., hadde blitt oppdaget ved Harvard College Observatory.

Sternberginstittutet ved Moskvas universitet har sammen med det russiske vitenskapsakademi ansvaret for å opprettholde den moderne hovedkatalogen over variable stjerner, General Catalogue of Variable Stars, ovenfor Den internasjonale astronomiske union. Det fjerde opplaget, GCVS4, ble oppdatert i 2008 og lister drøyt  kjente variable stjerner i vår galakse sammen med nesten  mistenkte variabler og drøyt  variabler i andre galakser.GCVS What's new

 Referanser 

 Eksterne lenker 
 IAU Commission 27, Variable stars 
 IAU Commission 42, Close binary stars 
 General Catalogue of Variable Stars, 4th ed, (Kholopov et al 1985-2008), Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia
 The American Association of Variable Star Observers
 The British Astronomical Association, Variable Star Section
 Association Francaise des Observateurs d'Etoile Variables

Kategori:Stjernetyper
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet