duimnael|300px|Die veranderlike ster Eta Carinae, wat in die Carina-newel lê.
’n Ster word as ’n veranderlike ster of wisselster geklassifiseer wanneer sy skynbare helderheid, soos van die Aarde af gesien, wisselvallig is. Soms is dit vanweë die werklike helderheid van die ster en ander kere vanweë die hoeveelheid lig wat versper word voor dit die Aarde bereik. Baie sterre, waarskynlik die meeste, het die een of ander vorm van wisseling in helderheid: die lig van ons Son wissel byvoorbeeld met sowat 0,1% oor ’n siklus van elf jaar.
Veranderlike sterre, ook net veranderlikes genoem, word as twee soorte geklassifiseer: Intrinsieke of inherente veranderlikes, waarvan die helderheid in werklikheid wissel, byvoorbeeld omdat die ster met tussenposes uitsit en krimp; Ekstrinsieke of uiterlike veranderlikes, waarvan die oënskynlike wisseling in helderheid veroorsaak word deur die hoeveelheid lig wat die Aarde bereik, bv. wanneer die ster ’n metgesel het wat daarom wentel en sodoende lig versper.
Ontdekking duimnael|links|’n Verduisterende dubbelster, soos Algol. Onder die sterre kan die ligkurwe gesien word wat hulle vorm. ’n Antieke Egiptiese kalender van gelukkige en ongelukkige dae wat sowat 3 200 jaar gelede saamgestel is, is dalk die oudste bewaarde historiese bewys van die ontdekking van ’n veranderlike ster, die verduisterende dubbelster Algol.
Onder moderne sterrekundiges was Johannes Holwarda in 1638 die eerste wat ’n veranderlike ster geïdentifiseer het toe hy opgemerk het dat Omicron Ceti (later Mira genoem) pulseer met ’n periode van 11 maande; die ster is vantevore (in 1596) deur David Fabricius as ’n nova beskryf. Hierdie ontdekking, tesame met supernovas wat in 1572 en 1604 waargeneem is, het bewys die hemelruim is nie ewig onveranderlik soos wat Aristoteles en ander filosowe geleer het nie. Die ontdekking van veranderlike sterre het dus bygedra tot die sterrekundige omwenteling van die 16de en vroeë 17de eeu.
Die tweede veranderlike ster wat as ’n verduisterende veranderlike beskryf is, is Algol, in 1669 deur Geminiano Montanari; John Goodricke het sy veranderlikheid in 1784 korrek verklaar. Chi Cygni is in 1686 deur Gottfried Kirch geïdentifiseer en R Hydrae in 1704 deur Giovanni Maraldi. Teen 1786 was 10 veranderlike sterre bekend. John Goodricke het daarna Delta Cephei en Beta Lyrae ontdek. Die getal bekende veranderlike sterre het sedert 1850 geweldig toegeneem, veral ná 1890 toe dit moontlik geword het om veranderlike sterre deur middel van fotografie te identifiseer.
Die nuutste uitgawe van die General Catalogue of Variable Stars (2008) lys meer as 46 000 veranderlike sterre in die Melkweg, sowel as 10 000 in ander sterrestelsels en meer as 10 000 "vermoedelike" veranderlikes.
Die bespeuring van veranderlikheid Die algemeenste soort veranderlikheid behels wisselings in helderheid, maar ander soorte veranderlikheid is ook moontlik, soos veranderings in die spektrum. Deur ligkurwe-data te kombineer met waargenome spektrale veranderings kan sterrekundiges dikwels verduidelik hoekom ’n spesifieke ster veranderlik is.
Waarnemings duimnael|280px|Die ligkurwe van Delta Cephei, wat saamgestel is uit die ligwisseling van die ster. Veranderlike sterre word gewoonlik ontleed met behulp van fotometrie en spektroskopie. Deur die wisseling in helderheid te meet kan ’n ligkurwe saamgestel word. Vir gereelde veranderlikes kan die periode van veranderlikheid en die omvang daarvan bepaal word; by baie veranderlikes kan dié eienskappe egter mettertyd verskil, selfs van een periode tot die volgende. Die helderste dele in die ligkurwe word "maksimums" genoem en die dofste dele "minimums".
Sterrekundiges kan veranderlike sterre bestudeer deur hulle visueel met ander sterre in dieselfde teleskopiese sigveld te vergelyk waarvan die magnitude bekend en konstant is. Deur die veranderlike ster se magnitude te beraam en die tyd van waarneming aan te teken, kan ’n visuele ligkurwe saamgestel word.
Van die ligkurwe kan die volgende data afgelei word: Is die ligwisseling reëlmatig, halfreëlmatig, onreëlmatig of uniek? Wat is die periode van die ligwisseling? Wat is die vorm van die ligkurwe (simmetries of nie, hoekig of veranderlik)? Het elke periode een of meer minimums?
Van die spektrum kan die volgende afgelei word: Watter soort ster is dit: wat is sy temperatuur, ligsterkteklas (dwergster, reusester, superreus) ens.? Is dit ’n enkel- of dubbelster? (Die gesamentlike spektrum van ’n dubbelster kan elemente toon van die spektrums van albei sterre.) Verander die spektrum mettertyd (is dit soms kouer of warmer)? Wisselings in helderheid kan afhang van die deel van die spektrum wat waargeneem word (byvoorbeeld groot wisselings in sigbare lig, maar feitlik geen in die infrarooi). As die golflengtes van spektraallyne verander, kan dit dui op beweging, byvoorbeeld die periodieke uitsetting of inkrimping van die ster, of sy rotasie, of ’n uitdyende gaslaag (Doppler-effek). Sterk magneetvelde van die ster kan in die spektrum gesien word. Abnormale emissie- of absorpsielyne kan ’n aanduiding wees van ’n warm steratmosfeer, of van gasnewels wat die ster omring.
Interpretasie van waarnemings Deur ligkurwes en spektraaldata te kombineer, kan dikwels ’n aanduiding gekry word van die veranderings wat in ’n veranderlike ster plaasvind. Bewyse van ’n pulserende ster kan byvoorbeeld gevind word in sy veranderende spektrum, aangesien sy oppervlak met tussenposes na en weg van ons beweeg, teen dieselfde frekwensie as die wisselende helderheid.
Sowat twee derdes van veranderlike sterre blyk pulserend te wees. In die 1930's het die sterrekundige Arthur Eddington bewys die wiskundige vergelykings wat die binnekant van ’n ster beskryf, kan lei tot onstabiliteit wat veroorsaak dat die ster pulseer. Die algemeenste soort onstabiliteit hou verband met skommelings in die mate van ionisasie in die buitenste konveksielae van die ster.
Veronderstel ’n ster is in die uitsettingsfase. Die buitenste lae sit uit, en dit veroorsaak dat hulle afkoel. Vanweë die afnemende temperatuur neem die mate van ionisasie ook af. Dit maak die gas meer uitsendend, en maak dit dus makliker vir die ster om sy energie uit te straal. Dit sal weer tot gevolg hê dat die ster begin krimp. Omdat die gas daardeur saamgepers word, word dit warmer en die mate van ionisasie neem weer toe. Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang. Dit verhit die gas nog meer, en dit lei daartoe dat dit weer uitsit. So word ’n siklus van uitsetting en inkrimping gehandhaaf.
Die pulserings van Cepheïede word veroorsaak deur skommelings in die ionisasie van helium (van He++ na He+ en terug na He++).
Benaming van veranderlike sterre In ’n gegewe sterrebeeld het die eerste veranderlikes wat ontdek is, voorvoegsels wat bestaan uit die letters R tot Z, gevolg deur die sterrebeeld se naam in genitief, byvoorbeeld R Andromedae. Die sterrekundige Friedrich W. Argelander het dié manier uitgedink om sterre name te gee en het die eerste veranderlike sonder ’n naam in ’n sterrebeeld die letter R vooraan gegee – dit was die eerste letter wat nie deur Bayer gebruik is nie.
Vir die volgende ontdekkings is die letters RR tot RZ, SS tot SZ ensovoorts tot by ZZ gebruik, byvoorbeeld RR Lyrae. Vir latere ontdekkings is die letters AA tot AZ, BB tot BZ ensovoorts tot QQ tot QZ gebruik (J is uitgelaat). Wanneer dié 334 kombinasies uitgeput is, word veranderlike sterre genommer in die volgorde van ontdekking – dit begin met die voorvoegsel V335.
Klassifikasie Veranderlike sterre kan óf intrinsiek óf ekstrinsiek wees. Intrinsieke veranderlikes is sterre waar die veranderlikheid veroorsaak word deur veranderings in die fisiese eienskappe van die sterre self. Dié kategorie kan in drie subgroepe verdeel word: Pulserende veranderlikes is sterre waarvan die radius alternatiewelik uitsit en krimp as deel van hul natuurlike evolusie. Uitbarstende veranderlikes is sterre wat uitbarstings, soos die massa-uitwerping van materie, op hul oppervlak ondervind. Kataklismiese veranderlikes is sterre wat die een of ander kataklismiese of katastrofale verandering ondergaan, soos novas en supernovas.
Ekstrinsieke veranderlikes is sterre waar die ligwisseling veroorsaak word deur eksterne faktore soos rotasie of verduisterings.
Daar is twee hoofgroepe: Roterende veranderlikes is sterre waarvan die ligwisselings veroorsaak word deur verskynsels wat met hul rotasie verband hou. Voorbeelde is sterre met uiters groot sonvlekke, wat hul helderheid beïnvloed, of sterre met ’n vinnige rotasiesnelheid wat veroorsaak dat hulle ovaalvormig is. Verduisterende veranderlikes is dubbelsterre wat, soos van die Aarde af gesien, mekaar se lig verduister terwyl hulle om mekaar wentel.
Hierdie subgroepe word verder verdeel in spesifieke soorte veranderlike sterre wat gewoonlik genoem word na hul prototipe-ster. So word ’n sekere tipe dwerg-nova U Geminorum-veranderlikes genoem – na die eerste ster wat in dié groep erken is, U Geminorum.
Intrinsieke veranderlike sterre Pulserende veranderlikes duimnael|300px|Veranderlike sterre op die HR-diagram. Pulserende sterre sit uit en krimp, en dit beïnvloed hul helderheid en spektrum.Brown, T. M.; Gilliland, R. L. (1994). "Asteroseismology". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 37. Bibcode:1994ARA&A..32...37B. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.000345Cox, John P., Theory of Stellar Pulsation, Princeton, (1980) Hulle word gewoonlik in twee groepe verdeel: radiale veranderlikes, waar die hele ster uitsit en krimp; en nieradiaal, waar ’n deel van die ster uitsit en ’n ander deel krimp.
Na gelang van die soort pulsering en die ligging daarvan in die ster, is daar ’n natuurlike frekwensie wat die periode van die ster bepaal. Pulserende sterre het soms ’n enkele, goed gedefinieerde periode, maar soms wissel die periodes en ’n patroon moet dan vasgestel word. Sommige sterre het glad nie ’n bepaalde frekwensie nie en pulserings vind lukraak plaas (dit word stogasties genoem). Die bestudering van sterre met behulp van hul pulserings word asteroseismologie genoem.
Pulserings in ’n ster word veroorsaak deur ’n ongebalanseerde dryfkrag met ’n teenwerkende krag. In pulserende veranderlikes is die dryfkrag die inherente energie van die ster, gewoonlik vanweë kernfusie, maar soms is dit opgegaarde energie, wat altyd probeer om uitwaarts te versprei. Op sekere plekke op die Hertzsprung-Russell-diagram (regs), wat afhang van sekere kombinasies van temperature, groottes en innerlike chemie, wissel die uitwaartse vloei van energie deur straling baie na gelang van die digtheid of temperatuur van die materie wat betrokke is. Wanneer die absorpsie van ’n laag in die ster hoog is, sit dié laag uit, en wanneer die afname in temperatuur of druk veroorsaak dat die absorpsie afneem, is daar ’n teenwerkende krag – en dit veroorsaak gereelde pulse. Dit gebeur gewoonlik wanneer die ionisasievlak van die materie verander.
Vir pulse om sigbaar te wees, moet dié wisselwerking op ’n sekere diepte in die ster plaasvind. As dit te diep is, sal die pulse nie op die oppervlak sigbaar wees nie, en as dit te na aan die oppervlak is, sal daar dalk nie ’n teenwerkende krag wees om pulserings te veroorsaak nie.
Cepheïede en Cepheïed-agtige veranderlikes Hoofartikel: Cepheïed