Переменная звезда — Википедия

Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.

Характер переменности звёзд может сильно различаться: изменения блеска могут быть как строго периодическими, так и нерегулярными, у них может быть разная амплитуда и период и длительность изменений. Переменность характеризуется кривой блеска — функцией видимой звёздной величины в зависимости от времени. Переменность может быть вызвана большим количеством разных процессов и она не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определённых стадиях эволюции. Например, если у звезды возникают периодические пульсации, она меняет свой размер и температуру поверхности, из-за чего её блеск также изменяется. Если в двойной системе происходят покрытия звёздами друг друга, то блеск системы периодически снижается. Перетекание вещества с одной звезды на другую может приводить к вспышкам новых и сверхновых звёзд. Кроме этих механизмов переменности, существуют и многие другие.

Классификация переменных звёзд учитывает различные свойства звёзд и в ней выделяются сотни типов переменных, причём некоторые звёзды не могут быть отнесены ни к одному из них. Системы классификации разрабатывались долгое время и не координировались, и в результате современная схема, принятая в Общем каталоге переменных звёзд, является довольно громоздкой и в первую очередь эмпирической. Различные типы переменности звёзд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, и эта группа подразделяется на пульсирующие, эруптивные^[нем.] и катаклизмические переменные, а также рентгеновские двойные. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, среди геометрических переменных выделяют вращающиеся переменные^[нем.] и затменные двойные. В каждой из этих категорий, в свою очередь, также выделяют отдельные типы переменности (например, звёзды двойной периодичности).

Существовавшие в древности философские представления предполагали, что звёзды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звёзд не производился. При этом были известны новые звёзды, которые неожиданно появлялись на небе, а через некоторое время исчезали, но их не рассматривали наравне с обычными звёздами, а считали «звёздами-гостьями», как и кометы. К новым звёздам также относили и сверхновые. Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была Мира. В 1596 году Давид Фабрициус открыл эту звезду, когда она имела вторую звёздную величину, и обнаружил, что её блеск постепенно снижается. Затем она перестала быть доступной для наблюдений, и Фабрициус перестал следить за той областью неба, но в 1609 году снова её обнаружил. Поначалу число известных переменных звёзд росло медленно, но распространение фотографии ближе к концу XIX века позволило открывать их в больших количествах.

Упрощённо можно считать звезду переменной, если у неё со временем меняется видимая звёздная величина (блеск), без учёта причин этой переменности^[2]. При этом исключаются явления видимой переменности, связанные с атмосферой Земли: например, мерцание звёзд или изменения в прозрачности атмосферы^[3]. Однако подобное определение является слишком всеобщим: например, все звёзды подвержены эволюции, но в абсолютном большинстве случаев блеск изменяется слишком медленно, чтобы изменения можно было заметить^[4]. Следовательно, определение переменности нужно некоторым образом ограничить^[5].

Во-первых, требуется, чтобы переменность можно было обнаружить с точностью, которая достигается современными приборами наблюдения. Это, в частности, означает, что звёзды, которые считались постоянными, могут со временем стать переменными. Например, в начале XX века невозможно было выявить переменность менее 0,1 звёздной величины, и звёзды с переменностью такого масштаба считались постоянными, однако с тех времён было выделено большое количество типов переменных, у которых амплитуда изменений блеска не превышает нескольких сотых звёздной величины. Если изменения блеска наблюдались лишь в прошлом, а в настоящее время перестали наблюдаться из-за того, что стали слабее или вообще прекратились, звезда всё равно считается переменной^[3][5].

С этим требованием связано и то, что изменения блеска должны проявляться на не слишком больших промежутках времени. Например, эволюция звёзд может приводить к большим изменениям блеска, но в абсолютном большинстве случаев идёт очень медленно, и за всю историю наблюдений с современной точностью не успевает в достаточной степени проявиться. Лишь в некоторых случаях, например, при вспышках сверхновых, эволюционные изменения оказываются наблюдаемыми. Также на начало XXI века не обнаружено изменений блеска, связанных с изменением расстояния до звезды, однако ожидается, что с развитием наблюдательной техники и увеличением времени наблюдений переменность такого рода тоже будет обнаружена^[3][5].

Наконец, переменными звёздами принято считать только те, у которых изменения блеска наблюдаются только в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне. Также в звёздах иногда наблюдаются изменения в спектре, которые должны сопровождаться фотометрической переменностью, так как методами фотометрии возможно выделить отдельные спектральные линии. Тем не менее звезду к переменным относят только после того, как напрямую обнаруживают у неё фотометрическую переменность^[5].

Таким образом, переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне атмосферы в ультрафиолетовом, видимом или инфракрасном диапазоне изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности^[5]. Несмотря на то, что такое определение соответствует практике составления каталогов переменных звёзд, оно не было утверждено Международным астрономическим союзом, как и какое-либо другое^[6].

Переменность звёзд может быть вызвана большим количеством различных процессов. Характер переменности может быть очень разным: изменения блеска могут быть как строго периодическими, так и нерегулярными. Интенсивность излучения от звезды может меняться как на несколько миллионных долей, так и в тысячи раз, а эти изменения могут происходить как за секунды или даже быстрее, так и за столетия^[8].

Переменность не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определённых стадиях эволюции и может принимать различный характер на разных этапах эволюции. Изучение характера переменности позволяет определять различные свойства звёзд^[9][10], а если известна собственная светимость переменных определённого типа, то по наблюдению таких звёзд в звёздных системах можно определять расстояние до них^[3][11].

Переменность звезды описывается кривой блеска — функцией видимой звёздной величины в зависимости от времени^[4], или, более строго, временным рядом соответствующих наблюдательных данных. Кривой блеска также называют графическое представление этих данных^[12].

Изменения блеска могут быть периодическими, и, например, моменты максимума или минимума могут выражаться по формуле ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$. Здесь ${\displaystyle P}$ — период переменности, ${\displaystyle T_{0}}$ — эпоха произвольного максимума или минимума, а ${\displaystyle E}$ — количество периодов, прошедших с момента ${\displaystyle T_{0}}$. Тогда можно говорить о фазе ${\textstyle \Phi ={\Big \{}{\frac {T-T_{0}}{P}}{\Big \}}}$, где ${\displaystyle T}$ — момент наблюдения с максимумом или минимумом блеска. Фигурные скобки обозначают дробную часть числа, то есть, фаза — доля времени, прошедшего между предыдущим максимумом блеска и текущим моментом, от периода. Фаза меняется от 0 до 1 и часто удобно рассматривать кривые блеска, которые представляют зависимость блеска от фазы^[12][13].

К некоторому рассеянию точек, соответствующих результатам наблюдений, на кривой блеска могут приводить не только погрешности измерений, но и неточность в определении периода и вариации периода со временем. Если период изменения блеска приблизительно известен, то для его уточнения можно построить диаграмму O−C: она отображает разность наблюдаемого момента максимума блеска (${\displaystyle O}$, от англ. observed) и вычисленного по формуле ${\textstyle T_{E}=T_{0}+PE}$ (${\displaystyle C}$, от англ. calculated) в зависимости от ${\displaystyle E}$. Например, если ${\displaystyle T_{0}}$ и ${\displaystyle P}$ определены правильно и ${\displaystyle P}$ не меняется, то наблюдаемый и вычисляемый момент всегда будут совпадать, и ${\displaystyle O-C}$ всегда будет равно нулю, а если ${\displaystyle P}$ определено неверно, то ${\displaystyle O-C}$ будет возрастать линейно, на величину ошибки с каждым максимумом. Если же, например, период изменений блеска равномерно возрастает, то точки на диаграмме будут образовывать параболу: с каждым максимумом ${\displaystyle O-C}$ будет увеличиваться на всё большую величину^[12][14].

Официальной каталогизацией и классификацией переменных звёзд занимается Общий каталог переменных звёзд (ОКПЗ), в 2017 году была издана его версия 5.1^[15]. Переменную звезду добавляют в ОКПЗ только после того, как её изменчивость была подтверждена. В то же время существуют специальные каталоги для звёзд, переменность которых ещё не подтверждена и находится под вопросом^[5]. Всего известны сотни тысяч звёзд, переменность которых установлена или хотя бы подозревается, и ещё десятки тысяч — в других галактиках^[3][16]. К переменным звёздам относится и Солнце^[17].

Изучение переменных звёзд — одна из областей астрономии, в которую вклад могут внести астрономы-любители: в частности, они нередко открывают новые переменные. Это связано, например, с большим количеством переменных звёзд, так что профессионалы не могут отслеживать их все; некоторые из переменных меняют свой блеск непредсказуемо, а у других длительность изменений очень велика, и их исследование в рамках одной наблюдательной программы затруднительно. Часто астрономы-любители координируют свои наблюдения друг с другом: одна из наиболее известных подобных групп — Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд (AAVSO)^[18].

Идеальная схема классификации переменных должна на основе наблюдаемых данных разделять объекты с разными физическими свойствами и группировать сходные, но на практике этого трудно достигнуть. Переменные звёзды удобно исследовать по кривым блеска (см. выше➤) и по их положению на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, что уже позволяет выделить большое количество типов переменных. Однако, например, классические цефеиды и цефеиды II типа, относящиеся к разным звёздным населениям, таким образом разделить не удаётся и для этого приходится учитывать другие свойства звёзд. В то же время гипотетическая схема классификации, которая бы разделяла звёзды по их механизмам переменности, была бы трудна в практическом использовании^[20].

Классификация переменных звёзд разрабатывалась длительное время (см. ниже➤), но никак не координировалась, в результате чего существующая классификация переменных является довольно громоздкой и в первую очередь эмпирической. Системы классификации, принятой Международным астрономическим союзом, не существует, но принятая ОКПЗ схема считается наиболее официальной. Она учитывает такие свойства звёзд, как кривая блеска, температура, светимость и звёздное население^[20][6]. Выделяются сотни типов переменных, причём некоторые звёзды уникальны и не могут быть отнесены ни к одному из них^[3]. Иногда переменность разных типов может сочетаться у одной и той же звезды^[2].

Различные типы переменности звёзд можно отнести к одной из двух больших групп: к физической переменности или к геометрической. В первом случае у звезды меняется собственная светимость из-за каких-либо физических процессов, таких как пульсации или сброс оболочек, что приводит к изменениям блеска. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, например, из-за покрытий звёздами друг друга или вращения звезды, покрытой пятнами^[2][3].

Физические переменные звёзды подразделяются на пульсирующие, эруптивные^[нем.] и катаклизмические переменные, а также рентгеновские двойные. Среди геометрических переменных выделяют вращающиеся переменные^[нем.] и затменные двойные. В каждой из этих категорий, в свою очередь, также выделяют отдельные типы переменности. В соответствующих разделах приведены наиболее важные типы переменных звёзд^[2][21].

Пульсирующие переменные меняют свою светимость из-за поочерёдного расширения и сжатия внешних слоёв и изменения их температуры. Минимальный и максимальный радиус звезды при пульсациях может отличаться в два раза, но обычно изменения размеров не так велики, и основной вклад в изменение светимости вносит изменение температуры поверхности^[21][23].

Вне зависимости от механизма, фундаментальный период колебаний звезды ${\displaystyle P}$ связан с её средней плотностью ${\displaystyle \rho }$ как ${\textstyle P\propto {\frac {1}{\sqrt {\rho }}}}$. Поскольку при длительных наблюдениях даже небольшие изменения периода могут быть обнаружены (см. выше➤), то можно выявить медленное изменение плотности в результате эволюции звезды^[23][24]. Кроме пульсаций в фундаментальном периоде возможны пульсации в обертонах с другим периодом. Пульсации могут быть как радиальными — сферически симметричными, так и нерадиальными — во втором случае сферическая форма звезды не сохраняется^[21][25].

Если звезда выводится из гидростатического равновесия, например, расширяется, то она стремится вернуться в исходное положение. Однако свободные колебания звёзд быстро затухают, поэтому для того, чтобы колебания происходили длительное время, должен присутствовать механизм преобразования тепловой энергии звезды в механическую энергию колебаний^[23][24].

Один из распространённых механизмов пульсаций — каппа-механизм, где основную роль играет меняющаяся непрозрачность звёздного вещества. Например, у звёзд средней температуры на некоторой глубине располагается зона двукратной критической ионизации гелия — слой звезды, где температура составляет несколько тысяч кельвинов. В определённое время гелий в ней однократно ионизован и при сжатии часть выделяемой энергии уходит не на нагрев, а на ионизацию вещества. Из-за этого температура слоя меняется слабо, зато увеличивается его плотность, что приводит к повышению непрозрачности и задержке энергии в слое. При следующем расширении звезды происходит рекомбинация вещества, из-за чего слой отдаёт больше энергии^[24][26][27].

Для того, чтобы пульсации поддерживались таким механизмом, зона двукратной критической ионизации гелия должна располагаться на оптимальной глубине, которая достигается при определённой температуре поверхности звезды^[26]. Таким образом, звёзды, у которых реализуется такой механизм, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся на полосе нестабильности. Несколько типов переменных звёзд пульсируют именно благодаря каппа-механизму: это, например, цефеиды, переменные типа RR Лиры, Дельты Щита и ZZ Кита. Существуют пульсирующие переменные и других типов, расположенные вне полосы нестабильности — для них механизм переменности обычно также представляет собой каппа-механизм. Например, в переменных типа Беты Цефея, температура которых значительно выше, чем у звёзд полосы нестабильности, пульсации поддерживаются ионами железа^[24][27].

Один из важнейших типов пульсирующих переменных звёзд — цефеиды. Эти звёзды — сверхгиганты спектральных классов F—K с периодами обычно от 1 до 50 суток и амплитудами — 0,1—2,5^m. Выделяется два основных типа таких звёзд — классические цефеиды и цефеиды II типа, и для обоих типов существует зависимость между периодом и светимостью^[28]. Она позволяет использовать их как стандартные свечи: из периода цефеид можно определять их абсолютную звёздную величину, и, сравнив последнюю с видимым блеском, определить расстояние до звезды^[29][30]. Благодаря высокой светимости, цефеиды наблюдаются не только в нашей, но и в других галактиках^[31].

Другой важный тип пульсирующих звёзд — переменные типа RR Лиры. Их периоды обычно составляют менее суток, а амплитуды меньше, чем таковые у цефеид. Эти звёзды распространены в шаровых скоплениях и имеют практически одну и ту же абсолютную звёздную величину, поэтому также используются как стандартные свечи^[30]. Мириды — сверхгиганты спектральных классов M, S и C. Периоды их пульсаций обычно составляют 100—500 суток, а типичная амплитуда изменений блеска — 6^m. У медленных неправильных и у полуправильных переменных пульсации имеют нерегулярный характер, а их причины плохо изучены^[32].

Эруптивные переменные^[нем.] меняют свой блеск резко и непредсказуемо. Эти изменения вызваны активностью или вспышками в хромосфере и в короне, такая активность нередко сопровождаются усилением звёздного ветра и потерями массы^[21][34]. Иногда к эруптивным переменным причисляют катаклизмические переменные (см. ниже➤)^[35].

В отличие от других категорий переменных звёзд, не существует общего механизма, который вызывает изменения блеска у всех эруптивных переменных. У звёзд различных типов активность и вспышки объясняются разными механизмами и плохо изучены^[36].

К эруптивным переменным относятся вспыхивающие звёзды (также известные как переменные типа UV Кита), которые являются молодыми оранжевыми карликами и ещё чаще красными карликами. Из-за возмущений в магнитных полях на поверхностях этих звёзд происходят вспышки, подобные солнечным, но значительно более сильные относительно светимости самой звезды — во время вспышки звезда может стать на 4—5 звёздных величины ярче, чем обычно. Вспышки наблюдаются и в оптическом диапазоне, но особенно сильны на коротких волнах: в ультрафиолетовом, рентгеновском и гамма-диапазонах, а также сопровождаются повышением потока в радиодиапазоне. Вспышка обычно достигает максимума за несколько секунд, а на затухание уходит от нескольких минут до часов, одна и та же звезда может вспыхивать несколько раз в сутки^[37]. Из-за того, что оранжевые и красные карлики составляют около 90 % всех звёзд, вспыхивающие звёзды — самый распространённый тип переменных в нашей Галактике^[38].

Орионовы переменные — группа эруптивных переменных, включающая в себя такие объекты, как фуоры и звёзды типа T Тельца. Все эти объекты — молодые звёзды, связанные с туманностями. Их изменения блеска носят неправильный характер и связаны с нестабильностями в аккреционных дисках^[39]. Ещё один тип — переменные типа R Северной Короны. Они отличаются от большинства эруптивных переменных тем, что в обычном состоянии они находятся в максимуме блеска и непредсказуемым образом уменьшают свой блеск в масштабах до 10 звёздных величин, после чего в течение нескольких лет возвращаются к исходной яркости^[36][37].

Изменения блеска катаклизмических переменных вызваны термоядерными взрывами на поверхности или внутри таких звёзд. К катаклизмическим переменным также относят звёзды, у которых не обнаружено термоядерных взрывов, но наблюдаются похожие кривые блеска, либо они по некоторым параметрам похожи на другие катаклизмические переменные в минимуме блеска. Такие звёзды называют новоподобными, в противоположность взрывным, где термоядерные взрывы случаются^[21]. Большинство катаклизмических переменных, включая новоподобные, представляют собой тесные двойные системы, где присутствует белый карлик, на который перетекает вещество со второго компонента^[41][42].

Сверхновые звёзды относятся к катаклизмическим переменным. При их вспышке абсолютные звёздные величины сверхновых, в зависимости от типа, за срок около двух недель достигают от −16^m до −20^m, так что их светимости становятся сравнимы со светимостью небольших галактик, а затем начинают спадать. По наблюдаемым параметрам сверхновые делятся на несколько типов, но существует всего два механизма их вспышек. Вспышки сверхновых типа Ia происходят, когда в двойной системе из-за перетекания вещества на белый карлик его масса превышает предел Чандрасекара ― тогда в ядре белого карлика начинаются термоядерные реакции с участием углерода, приводящие к разрушению звезды и выбросу её вещества, что наблюдается как вспышка сверхновой. Остальные типы сверхновых возникают при коллапсе ядра массивной звезды на поздних стадиях её эволюции, при этом также выделяется большое количество энергии, а звезда разрушается^[43][44].

Новые звёзды делятся на несколько типов, но все обладают сходными кривыми блеска с резким повышением яркости и принадлежат двойным системам, где происходит аккреция вещества на белый карлик. Так, классические новые при вспышке повышают свой блеск на величину обычно от 7^m до 16^m за несколько суток, а затем медленно возвращаются к изначальной яркости. Хотя звезда при этом не разрушается, вспышки классических новых для каждой звезды за историю наблюдений происходили лишь однократно, что связано с очень большим периодом повторения вспышек — более 3000 лет. У повторных новых вспышки происходят с периодом в несколько десятилетий, но блеск повышается на меньшую величину. Вспышки звёзд этих двух типов объясняются одинаково: когда на поверхности белого карлика скапливается достаточно вещества, в этом веществе начинают быстро идти термоядерные реакции, из-за чего повышается светимость и сбрасывается часть оболочки, что и наблюдается как вспышка новой звезды. У карликовых новых повышение блеска ещё меньше — на 2—6^m, а вспышки повторяются с интервалом менее года, но термоядерных взрывов на их поверхности не происходит: изменение блеска в них связано с нестабильностями в аккреционном диске, когда последний достигает достаточно высокой плотности^[45][46].

Тесные двойные системы, излучающие в рентгеновском диапазоне, называются рентгеновскими двойными. Такие объекты проявляют переменность в оптическом диапазоне и составляют отдельную группу переменных звёзд^[21][47].

В рентгеновских двойных один из компонентов — компактный объект, вокруг которого образуется аккреционный диск из вещества со второй звезды. Вещество нагревается до очень высоких температур, что и создаёт рентгеновское излучение. Часть этого излучения попадает на вторую звезду и нагревает область на её поверхности, которая начинает светиться ярче в оптическом диапазоне, из-за чего и возникает оптическая переменность. Различные типы рентгеновских двойных, такие как поляры, барстеры и рентгеновские пульсары имеют переменность разного характера, её амплитуда может составлять несколько звёздных величин^[21][48][49].

Вращающиеся переменные^[нем.] имеют неравномерное распределение яркости на поверхности или эллиптическую форму, что может быть вызвано различными факторами, такими как наличие пятен на поверхности звезды. При вращении вокруг оси их видимый блеск с точки зрения наблюдателя изменяется^[21][50].

Переменные типа BY Дракона — красные и оранжевые карлики, переменность которых связана с пятнами на их поверхности. Амплитуда их изменений блеска может достигать 0,3^m, а период ― от менее чем суток до 120 дней. Переменные типа BY дракона часто являются вспыхивающими звёздами (см. выше➤). Переменные типа Альфы² Гончих Псов ― звёзды главной последовательности со спектральными классами B—A, обладающие сильным магнитным полем и оттого неравномерным распределением на поверхности таких химических элементов, как железо, кремний и хром. Их периоды изменения блеска варьируются от 0,5 до 160 суток, а амплитуды обычно не превышают 0,1^{m[21][51][52]}.

Эллипсоидальные переменные находятся в двойных системах, где звёзды достаточно близки друг к другу и из-за приливного взаимодействия между ними их формы отличаются от сферических. При движении этих звёзд по орбитам меняется видимая наблюдателем площадь поверхности звёзд, а период переменности совпадает с орбитальным периодом системы. Амплитуда переменности при этом не превышает 0,1^{m[21][51][53]}.

В затменных двойных системах периодически происходит покрытие звёздами друг друга, что приводит к снижению блеска системы на время покрытия^[54], также к этому классу относят звёзды, у которых наблюдается прохождение экзопланет по их диску. Для этого необходимо, чтобы наблюдатель находился достаточно близко к плоскости орбиты системы^[55]. Затменные двойные могут классифицироваться не только по виду общей кривой блеска, но также по физическим характеристикам компонент и по степени заполнения компонентами их полостей Роша. Прохождение звёзд друг перед другом может чередоваться, тогда в кривой блеска будет два минимума разной глубины, но также вторичный минимум может отсутствовать^[21][56].

По виду кривых блеска можно выделить переменные типа Алголя, переменные типа Беты Лиры и переменные типа W Большой Медведицы. В первом случае вне затмений блеск остаётся практически постоянным ― это значит, что обе звезды в системе сохраняют сферическую форму или близкую к ней, а периоды могут составлять от 0,2 суток до более чем 10000 дней. Во втором случае форма звёзд оказывается эллипсоидальной из-за приливных взаимодействий, а кривая блеска становится более гладкой. Переменные типа W Большой Медведицы представляют собой тесные двойные системы, где обе звезды заполняют свои полости Роша и соприкасаются, а минимумы блеска практически равны по глубине^[21][56][57].

Система обозначений переменных звёзд, сложившаяся исторически, относительно сложна. Если переменная звезда не получила обозначения Байера (как, например, Дельта Цефея или Бета Персея), то для неё вводится обозначение по созвездию, в котором она находится, в порядке обнаружения. Первые 9 звёзд в созвездии обозначаются заглавной латинской буквой, начиная от R и заканчивая Z. Следующие 45 открытых звёзд получают двухбуквенные обозначения: сначала от RR до RZ, затем от SS до SZ и так далее, до ZZ. Далее идёт 280 обозначений от AA до AZ, от BB до BZ и так далее, до QQ―QZ, причём буква J не используется, чтобы избежать путаницы с буквой I. Такая система позволяет обозначить по 334 переменных звезды в каждом созвездии, после чего идут цифровые обозначения с названием созвездия: V335, V336 и так далее. Такие названия, как R Андромеды, RR Лиры и V1500 Лебедя^[англ.] относятся именно к переменным звёздам^[58][59].

Типы переменности обычно называют по прототипу ― известной или типичной звезде своего класса. Так, например, мириды получили своё название по Мире, цефеиды ― по Дельте Цефея, а переменные типа RR Лиры ― по RR Лиры^[58][59].

Существовавшие в древности философские представления предполагали, что звёзды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звёзд не производился. При этом были известны новые звёзды, которые неожиданно появлялись на небе, а через некоторое время исчезали, но их не рассматривали наравне с обычными звёздами, а считали «звёздами-гостьями», как и кометы. К новым звёздам также относили и сверхновые. Сведения о таких объектах содержатся как в древних китайских, индийских и японских хрониках, так и в некоторых европейских источниках — вероятно, одну из новых звёзд наблюдал Гиппарх^[3][60][61].

Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была Мира. В 1596 году Давид Фабрициус открыл эту звезду, когда она имела вторую звёздную величину, и обнаружил, что её блеск постепенно снижается. Затем она перестала быть доступной для наблюдений, и Фабрициус перестал следить за её областью неба, но в 1609 году снова обнаружил звезду. Её также наблюдал Иоганн Байер в 1603 году и дал ей обозначение Омикрон Кита, но Байеру не было известно о её переменности. Открытие этой звезды вызвало большой интерес, и за ней закрепилось название Мира (от лат. mira — удивительная). В 1667 году Исмаэль Буйо обнаружил периодичность в изменениях блеска Миры^[3][60][61].

Существует гипотеза, что средневековым арабским астрономам было известно о переменности Алголя. Эта гипотеза основывается на том, что название звезды в переводе с арабского означает «демон»^[62], но, по всей видимости, эта гипотеза неверна^[61]. Достоверно переменность этой звезды обнаружил Джеминиано Монтанари в 1669 году^[60].

Первоначально количество известных переменных звёзд росло медленно. Так, в списке 1786 года, который составил Эдуард Пиготт, насчитывалось 12 переменных, в списке Фридриха Аргеландера 1844 года — 18, а в каталоге Эдуарда Шенфельда, составленном в 1875, было 143 переменных звезды. Это число стало быстро возрастать после распространения фотографии в астрономии приблизительно с 1880 года: к 1903 году число известных переменных уже достигло 1000, а к 1920 году — 4000^[3][61][63].

В частности, большое количество переменных звёзд было открыто в Гарвардской обсерватории, где важную роль в организации наблюдений сыграл Эдуард Пикеринг^[64]. Он также известен тем, что создал Американскую ассоциацию наблюдателей переменных звёзд и разработал схему классификации переменных звёзд, которая уже имела некоторые сходства с современной. В 1908 году Генриетта Ливитт, работавшая в той же обсерватории, открыла 2400 звёзд в Малом Магеллановом Облаке. Она измерила периоды для 16 цефеид из этого множества, и обнаружила, что чем выше блеск звезды, тем больше её период. Поскольку все звёзды в Малом Магеллановом Облаке заведомо расположены практически на одном и том же расстоянии, то различия в блеске звёзд соответствуют различиям в их светимости. Тем самым Ливитт открыла зависимость между периодом и светимостью для цефеид, которая позже стала играть важную роль в астрономии^[3][60][65].

С 1918 года и до окончания Второй мировой войны ежегодным выпуском каталогов переменных звёзд с эфемеридами занималось Немецкое астрономическое общество. После 1946 года каталогизацией стали заниматься советские, а затем и российские астрономы в ГАИШ МГУ и в Институте астрономии РАН. В 1948 году Борис Кукаркин и Павел Паренаго опубликовали первое издание Общего каталога переменных звёзд^[60]. В 2017 году был издан ОКПЗ версии 5.1^[15].

Вместе с тем развивалось и понимание природы переменных звёзд. Например, ещё Джон Гудрайк и Эдуард Пиготт в XVIII веке предполагали, что переменность Алголя вызвана периодическими затмениями. Идею о том, что пульсации звёзд могут приводить к изменению их блеска, впервые выдвинул Август Риттер в 1873 году, а около 1915 года Харлоу Шепли определил, что некоторые звёзды действительно пульсируют. В то же время Артур Эддингтон разрабатывал теорию, которая могла бы объяснить пульсации, а непосредственный механизм пульсаций цефеид открыл Сергей Жевакин в 1950-х годах^[66].

• Дава Собел. Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды = Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars. — М.: Альпина нон-фикшн, 2024. — С. 408. — ISBN 978-5-00139-698-7..
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
• Good G. A. Observing Variable Stars. — L.: Springer, 2012. — 275 p. — ISBN 978-1-4471-0055-3. — doi:10.1007/978-1-4471-0055-3.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 6th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2016. — 550 p. — ISBN 978-3-662-53045-0.
• Percy J. R. Understanding Variable Stars. — Cambr.; N. Y.: Cambridge University Press, 2007. — 330 p. — ISBN 978-1-139-46328-7.

Эта статья входит в число избранных статей русскоязычного раздела Википедии.