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.
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.
Gruppen inneholder stjerner som mer eller mindre regelmessig trekker seg sammen og ekspanderer. Dette er den største gruppen variable stjerner.
De viktigste undergruppene er:
For kefeider kan periode-luminositetsrelasjonen benyttes til å bestemme avstanden til stjernen.
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 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.
| 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
Store norske leksikon
Kommentarer
Kommentaren din publiseres her. Fagansvarlig eller redaktør svarer når de kan.
Du må være logget inn for å kommentere.