Spremenljivke so zvezde, ki spreminjajo svoj sij. Definicija je nekoliko nehvaležna, saj se skoraj vsem zvezdam sij nekoliko spreminja. Naše Sonce na primer svoj izsev tekom 11-letnega cikla spreminja za okrog 0.1%. Tako si lahko predstavljamo, da je v zadnjih stoletjih število odkritih spremenljivk močno naraščalo. To je pustilo tudi precej posledic pri klasifikaciji spremenljivk, ki se močno spreminja in drobi v vse manjše skupine. Skupine spremenljivk se poimenuje ponavadi po vzorčni zvezdi za posamezno skupino. To je lahko prva odkrita zvezda posameznega tipa ali pa kaka zelo značilna kasneje odkrita predstavnica skupine. Skupin je danes že velika množica in jih ne bomo našteli vseh, ker bi to ne doprineslo dosti k nazorni predstavitvi tematike.
Prva odkrita spremenljiva zvezda je Mira (omikron Kita), katere spremenljivost je prvi odkril Johannes Holwarda leta 1638. Leta 1669 je Geminiano Montanari odkril spreminjanje sija Algola, pojavljajo pa se tudi domneve, da so že Arabci poznali njegovo spremenljivost sija. Do začetka 19. stoletja je bilo znanih okrog 10 spremenljivk, njihovo število pa je začelo strmo naraščati v drugi polovici 19. soletja, po letu 1890 pa so spremenljivke začeli odkrivati s fotografskimi metodami, kar je učinkovitost drastično izboljšalo. Tedaj se je redno začelo dogajati, da so observatoriji zbrali več podatkov, kot jih je bilo mogoče obdelati, kar se dogaja še danes.
Najnovejše klasifikacije spremenljivih zvezd razporejajo zvezde v skupine glede na fizikalni mehanizem, ki povzroča spreminjanje sija. Glavne klasifikacijske skupine so danes: izbruhajoče, pulzirajoče, vrteče, kataklizmične spremenljivke, tesna prekrivalna dvozvezdja, optično spreminjajoči se izvori rentgenskih žarkov ter edinstvene spremenljivke, kamor sodijo predvsem še nepojasnjene spremenljivke. Vsaka od teh glavnih skupin ima še mnogo podskupin, ki se lahko še naprej delijo.
Nekoliko starejša uvrstitev spremenljivk jih razporeja glede na to, ali vzrok za spreminjanje sija tiči v sami zvezdi, ali pa zvezda sij spreminja zato, ker zunanji pogoji senčijo njeno svetlobo na poti do nas. Nadalje razdeli spremenljivke, ki res spreminjajo sij na periodične in neperiodične, znotraj tega pa so potem spet skupine in podskupine, poimenovane po značilnih predstavnicah. Za namene te predstavitve predstavljam to starejšo klasifikacijo, ki pa ima za opazovalca morda več informacij kot novejša uvrstitev, ki ima večjo vrednost za astrofizika, ki želi imeti pregled nad mehanizmi, ki povzročajo spremembe sija.
Tipi spremenljivk z naštetimi nekaterimi skupinami spremenljivk (skupin je še veliko veliko več):
Septembra leta 1784 je Edward Pigott zaznal spremenljivost sija ete Orla. To je postala prva znana predstavnica razreda klasičnih Kefeid. Ime pa je celotni skupini dala delta Kefeja, katere spremenljivost je odkril nekaj mesecev kasneje John Goodricke.
Zvezo med periodo spreminjanja sija in izsevom zvezde pa je leta 1908 odkrila Henrietta Swan Leavitt v raziskavi več tisoč spremenljivih zvezd v magellanovih oblakih. Odkritje je z dodatnimi dokazi objavila leta 1912.
S pomočjo novo odkrite zveze so izmerili velikost naše galaksije (Harlow Shapley), oddaljenost galaksije v Andromedi (Edwin Hubble) in pokazali, da se vesolje širi (Edwin Hubble in Milton L. Humason).
V štiridesetih letih je Walter Baade spoznal, da gre pri kefeidah za vsaj dve različni skupini zvezd - zdaj poimenovani klasične kefeide in kefeide tipa II. Kefeide tipa II so pri isti periodi kot klasične kefeide za 1.5 magnitude šibkejše, kar je oceno oddaljenosti galaksije v andromedi, ki jo je postavil Edwin Hubble, povečalo kar za faktor 4.
Dandanes ločimo kar nekaj tipov kefeid. Za vse velja zveza med periodo spreminjanja sija in izsevom zvezde, samo umeritev te zveze je za vsak tip drugačna. Tako moramo za oceno razdalje do zvezde ugotoviti podtip, kateremu zvezda pripada. Tudi mehanizem pulziranja je za vse kefeide v grobem isti, prav tako tudi za spremenljivke tipa RR Lire.
Zvezdam se v celem procesu v resnici ne spreminja izsev, temveč se spreminja količina svetlobe, ki se prebije skozi atmosfero do površja zvezde. Ključno v tem procesu je obnašanje ioniziranega helija. Enkrat ioniziran helij namreč prepušča več svetlobe kot dvakrat ioniziran helij. To pomeni, da bo bolj zgoščena in vroča plazma helija manj prepustna za svetlobo kot hladnejša, saj vsebuje več dvakrat ioniziranega helija. Svetloba, ki se absorbira, pa še povečuje temperaturo in tlak plazme. Tako se na zvezdi zgodi, da se majhne motnje v velikosti zvezde ojačijo. Če se zunanje plasti malo skrčijo, se bodo močno segrele in povečani tlak jih bo odpihnil navzven. Pri razširjanju se plast ohladi in tlak pade. Ker se plast razširja, se ne bo ustavila v ravnovesju, kjer tlak ravno uravnoveša gravitacijsko silo, temveč bo prenihala. Tako se bodo plasti ustavile tedaj, ko bo gravitacijska sila močno presegala tlak plazme. Zato se bo plast spet močno skrčila in segrela. Pojavilo bi se nihanje velikosti zvezde, ki pa bi se zaradi energijskih izgub počasi ustavilo. To ustavljanje pa se kompenzira s tem, da v najbolj skrčeni fazi dobi plast dodaten potisk zaradi tega, ker absorbira nekoliko več svetlobe iz notranjosti zvezde. Zato se nihanje ne ustavi, ampak stabilizira.
Kefeide so zelo primeren standardni svetilnik na razdaljah znotraj galaksije in tudi na medgalaktičnih razdaljah znotraj lokalne jate galaksij. Z vesoljskim teleskopom Hubble so odkrili najbolj oddaljene Kefeide v galaksiji NGC4603, oddaljeni 100 milijonov svetlobnih let.
Tipi zvezd, ki pulzirajo zaradi istega mehanizma:
Zanimiv je pogoj, ki zvezdam omogoča, da nihajo. Če se ugodni pogoji za pulziranje razvijejo prenizko v atmosferi, zunanje plasti zvezde zadušijo nihanje. Čisto zunanje plasti pa nimajo dovolj mase, da bi njihova vztrajnost omogočala učinkovito poganjanje procesov. To privede do pojava, ki ga imenujemo pas nestabilnosti. To je pas v HR diagramu, kjer se pojavijo kefeide.
Zgodba odkriteljice povezave med izsevom kefeid in periodo njihovega utripanja je pravzaprav zelo žalostna zgodba položaja žensk v družbi na prelomu med 19. in 20. stoletjem. Leavittova se je po diplomi z Radcliffe College-a zaposlila v observatoriju na Harvardu, pri astronomu Edwardu Charlesu Pickeringu. Pickering je za pregledovanje fotografskih plošč, ki so jih posneli na observatoriju, zaposloval veliko skupino žensk, saj so bile slabše plačane od moških in manj akademsko ambiciozne. Tej skupini asistentk so nadeli vzdevek "Pickeringov harem" ali pa "harvardski računalnik". Kar nekaj pomembnih odkritij so odkrile Pickeringove asistentke, vendar v javnosti za časa svojega življenja nobena ni bila deležna kakega priznanja za svoje delo. Čeprav je ravno odkritje prve "standardne sveče" v vesolju pognalo skokovit razvoj astronomije.
Nekaj literature:
www.oswego.edu/~kanbur/jpcourse/jpcourse2.ppt
http://en.wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable
http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_star
http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/variable_pulsating.html
http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/
http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1968QJRAS...9...13W/0000013.000.html