Variable stjerner er stjerner med variabel lysstyrke. Endringen i lysstyrke kan være periodisk, semiregulær eller irregulær.
Den første variable stjernen som ble oppdaget var Mira i 1596. I 1800 kjente man 11 variable stjerner, i 1896 cirka 400, og per 2017 kjenner man over 50 000 variable stjerner. Med romsonden Gaia regner man med å kunne identifisere mellom 15 og 20 millioner variable stjerner i Melkeveien.
Typer
De variable stjernene kan deles i tre hovedgrupper etter den fysiske årsaken til lysvekslingen. R Coronae-Borealis-stjerner er et eksempel på en gruppe variable stjerner hvor opphavet til variabiliteten er ukjent.
Pulserende stjerner
Gruppen inneholder stjerner som mer eller mindre regelmessig trekker seg sammen og ekspanderer. Dette er den største gruppen variable stjerner.
De viktigste undergruppene er:
- langperiodiske eller klassiske kefeider;
- RR Lyra-stjerner (oppkalt etter den lyssterkeste av denne typen) eller hopevariable (fordi mange først ble funnet i kuleformede stjernehoper) eller kortperiodiske kefeider;
- langperiodiske variable stjerner, hvor Mira er den mest kjente.
For kefeider kan periode-luminositetsrelasjonen benyttes til å bestemme avstanden til stjernen.
Eruptive stjerner
Denne gruppen omfatter stjerner hvor variasjonen i lysstyrke skyldes utbrudd av stråling og materie fra det indre, eller fra større eller mindre områder på overflaten; fra små utbrudd på flarestjernene til enorme eksplosjoner hos supernovaene. Se også nova.
Formørkelsesvariable stjerner
Formørkelsesvariable stjerner eller fotometriske dobbeltstjerner er dobbeltstjerner hvor baneplanet ligger i eller nær synslinjen, slik at komponentene periodisk helt eller delvis formørker hverandre. Et eksempel er stjernen Algol.
De 16 først oppdagede variable stjerner
| Stjerne | Type | Størrelses- klasse | Periode (døgn) | Oppdager | År |
|---|---|---|---|---|---|
| Mira (O Ceti) | L | 1,7–9,6 | 331,7 | David Fabricius | 1596 |
| β Persei | F | 2,1–3,2 | 2,9 | Geminiano Montanari | 1669 |
| κ Cygni | L | 4,0–13,5 | 406 | Gottfried Kirch | 1686 |
| R Hydrae | L | 4,0–9,8 | 425,2 | Giacomo F. Maraldi | 1704 |
| R Leonis | L | 4,6–10,5 | 312,8 | J. A. Koch | 1782 |
| η Aquile | C | 3,7–4,5 | 7,2 | Edward Pigott | 1784 |
| β Lyrae | F | 3,4–4,1 | 12,9 | John Goodricke | 1784 |
| δ Cephei | C | 3,7–4,6 | 5,4 | John Goodricke | 1784 |
| α Herculis | I | 3,1–3,9 | Irregulær | William Herschel | 1795 |
| R Coronae | I | 5,5–2,5 | Irregulær | Edward Pigott | 1795 |
| R Scuti | I | 4,8–7,8 | Irregulær | Edward Pigott | 1795 |
| R Virginis | L | 6,4–12,1 | 145,5 | Karl Ludwig Harding | 1809 |
| R Aquarii | L | 6,2–11,0 | 387,2 | Karl Ludwig Harding | 1811 |
| R Serpentis | L | 5,6–13,0 | 357,2 | Karl Ludwig Harding | 1826 |
| S Serpentis | L | 7,8–14,0 | 368,5 | Karl Ludwig Harding | 1828 |
| R Cancri | L | 6,0–11,3 | 362 | Friedrich M. Schwerd | 1829 |
L = langperiodisk, F = formørkelsesvariabel, C = klassisk kefeide, I = irregulær
