Просмотр кода страницы Переменная звезда

{{другие значения|Переменная звезда (значения)}}
[[Файл:Artist’s_impression_of_eclipsing_binary.ogv|мини|300x300пкс|Изменения блеска [[Затменные звёзды|затменной двойной системы]]<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.eso.org/public/videos/eso1311b/|title=Artist’s impression of eclipsing binary|author=|website=[[Европейская южная обсерватория|ESO]]|access-date=2022-02-16|archive-date=2022-02-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20220216111049/https://www.eso.org/public/videos/eso1311b/|deadlink=no}}</ref>]]

'''Переме́нная звезда́''' — любая [[звезда]], у которой обнаружено изменение [[Видимая звёздная величина|видимого блеска]] со временем. Более строго — переменными можно считать те звёзды, у которых видимый блеск вне [[Атмосфера Земли|атмосферы]] в [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом]], [[Видимое излучение|видимом]] или [[Инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]] изменялся с такой амплитудой, чтобы это было обнаружимо при достигнутой точности [[Фотометрия (астрономия)|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 [[Кривая блеска|кривой блеска]] — функцией [[Видимая звёздная величина|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 [[Эволюция звёзд|эволюции]]. Например, если у звезды возникают периодические пульсации, она меняет свой размер и температуру поверхности, из-за чего её блеск также изменяется. Если в [[Двойная звезда|двойной системе]] происходят покрытия звёздами друг друга, то блеск системы периодически снижается. Перетекание вещества с одной звезды на другую может приводить к вспышкам [[Новая звезда|новых]] и [[Сверхновая звезда|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 [[Общий каталог переменных звёзд|Общем каталоге переменных звёзд]], является довольно громоздкой и в первую очередь [[Эмпиризм|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 переменные|пульсирующие]], {{Не переведено 3|Эруптивная переменная звезда|эруптивные|de|Eruptiv veränderlicher Stern}} и [[катаклизмические переменные]], а также [[Рентгеновская двойная звезда|рентгеновские двойные]]. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, среди геометрических переменных выделяют {{Не переведено 3|Вращающаяся переменная звезда|вращающиеся переменные|de|Rotationsveränderlicher Stern}} и [[затменные двойные]]. В каждой из этих категорий, в свою очередь, также выделяют отдельные типы переменности (например, [[переменные звёзды двойной периодичности|звёзды двойной периодичности]]).

Существовавшие в древности [[Философия|философские]] представления предполагали, что звёзды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звёзд не производился. При этом были известны [[Новая звезда|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 [[Комета|кометы]]. К новым звёздам также относили и [[сверхновые]]. Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была [[Мира (звезда)|Мира]]. В 1596 году [[Давид Фабрициус]] открыл эту звезду, когда она имела вторую [[Звёздная величина|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 [[Фотография|фотографии]] ближе к концу XIX века позволило открывать их в больших количествах.

== Определение ==
Упрощённо можно считать [[Звезда|звезду]] переменной, если у неё со временем меняется [[Видимая звёздная величина|видимая звёздная величина (блеск)]], без учёта причин этой переменности<ref name=":3">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variablestar.html|title=Variable star|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-05|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026135450/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/V/variablestar.html|deadlink=no}}</ref>. При этом исключаются явления видимой переменности, связанные с [[Атмосфера Земли|атмосферой Земли]]: например, [[мерцание звёзд]] или изменения в прозрачности атмосферы<ref name=":0">{{БРЭ |статья=Переменные звёзды |ссылка=https://old.bigenc.ru/physics/text/2712725 |автор=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]] |том=25 |страницы=639—640 |архив=https://web.archive.org/web/20221002104312/https://bigenc.ru/physics/text/2712725 |архив дата=2022-10-02 }}</ref>. Однако подобное определение является слишком всеобщим: например, все звёзды подвержены [[Эволюция звёзд|эволюции]], но в абсолютном большинстве случаев блеск изменяется слишком медленно, чтобы изменения можно было заметить{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=299}}. Следовательно, определение переменности нужно некоторым образом ограничить<ref name=":1">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_1.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.1. Понятие переменной звезды|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-05|archive-date=2022-03-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20220315003925/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_1.html|deadlink=no}}</ref>.

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 [[Звёздная величина|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<ref name=":0" /><ref name=":1" />.

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 [[Сверхновая звезда|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<ref name=":0" /><ref name=":1" />.

Наконец, переменными звёздами принято считать только те, у которых изменения блеска наблюдаются только в [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом]], [[Видимое излучение|видимом]] или [[Инфракрасное излучение|инфракрасном диапазоне]]. Также в звёздах иногда наблюдаются изменения в [[спектр]]е, которые должны сопровождаться [[Фотометрия (астрономия)|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<ref name=":1" />.

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 [[Фотометрия (астрономия)|фотометрических]] наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности<ref name=":1" />. Несмотря на то, что такое определение соответствует практике составления [[Астрономический каталог|каталогов]] переменных звёзд, оно не было утверждено [[Международный астрономический союз|Международным астрономическим союзом]], как и какое-либо другое<ref name=":4">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018abmc.conf...51S|автор=[[Самусь, Николай Николаевич|Samus N. N.]]|заглавие=Problems of variable-star classification|язык=en|год=2018|месяц=5|издание=Proceedings of the 2018 acad. A.A. Boyarchuk Memorial Conference, INASAN Science Proceedings|ответственный=Edited by [[Бисикало, Дмитрий Валерьевич|D. V. Bisikalo]] and [[Вибе, Дмитрий Зигфридович|D. S. Wiebe]]|место=Moscow|издательство=Yanus-K|pages=51—56|doi=10.26087/INASAN.2018.1.1.009|bibcode=2018abmc.conf...51S}}</ref>.

== Основные сведения ==
[[Файл:Mira_light_curve.png|мини|300x300пкс|Кривая блеска [[Мира (звезда)|Миры]]<ref>{{Cite web|url=https://www.aavso.org/LCGv2/index.htm?DateFormat=Calendar&RequestedBands=Vis&view=api.delim&ident=Mira&fromjd=2455888&tojd=2457907.700&delimiter=@@@|title=AAVSO light curve generator|website=[[AAVSO]]|access-date=2022-02-16|archive-date=2022-02-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20220216111042/https://www.aavso.org/LCGv2/index.htm?DateFormat=Calendar&RequestedBands=Vis&view=api.delim&ident=Mira&fromjd=2455888&tojd=2457907.700&delimiter=@@@|deadlink=no}}</ref>]]

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{{Sfn|Percy|2007|p=48}}.

Переменность не является постоянным свойством звезды, а возникает и исчезает на определённых стадиях [[Эволюция звёзд|эволюции]] и может принимать различный характер на разных этапах эволюции. Изучение характера переменности позволяет определять различные свойства звёзд<ref name=":10">{{Cite web|lang=|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188527|title=Переменные звёзды|author=[[Ефремов, Юрий Николаевич|Ефремов Ю. Н.]]|date=|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-12-10|archive-date=2020-10-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20201028234807/http://www.astronet.ru/db/msg/1188527|deadlink=no}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/v/variable+stars|title=Variable Stars|website=Astronomy|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|location=Melbourne|access-date=2021-12-05|archive-date=2022-02-01|archive-url=https://web.archive.org/web/20220201112530/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/V/Variable+Stars|deadlink=no}}</ref>, а если известна собственная [[светимость]] переменных определённого типа, то по наблюдению таких звёзд в звёздных системах можно определять расстояние до них<ref name=":0" /><ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/science/star-astronomy/Numbers-of-stars-versus-luminosity#ref52838|title=Star|subtitle=Variable stars|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-12-05|archive-date=2021-12-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20211205183019/https://www.britannica.com/science/star-astronomy/Numbers-of-stars-versus-luminosity#ref52838|deadlink=no}}</ref>.

=== Кривые блеска ===
Переменность звезды описывается [[Кривая блеска|кривой блеска]] — функцией [[Видимая звёздная величина|видимой звёздной величины]] в зависимости от времени{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=299}}, или, более строго, [[Временной ряд|временным рядом]] соответствующих наблюдательных данных. Кривой блеска также называют графическое представление этих данных<ref name=":2" />.

Изменения блеска могут быть периодическими, и, например, моменты максимума или минимума могут выражаться по формуле <math display="inline">T_E = T_0 + PE</math>. Здесь <math>P</math> — период переменности, <math>T_0</math> — [[Эпоха (астрономия)|эпоха]] произвольного максимума или минимума, а <math>E</math> — количество периодов, прошедших с момента <math>T_0</math>. Тогда можно говорить о фазе <math display="inline">\Phi = \Big\{\frac{T - T_0}{P}\Big\}</math>, где <math>T</math> — 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<ref name=":2" />{{Sfn|Percy|2007|pp=63—64}}.

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 [[Диаграмма O−C|диаграмму O−C]]: она отображает разность наблюдаемого момента максимума блеска (<math>O</math>, от {{Lang-en|observed}}) и вычисленного по формуле <math display="inline">T_E = T_0 + PE</math> (<math>C</math>, от {{Lang-en|calculated}}) в зависимости от <math>E</math>. Например, если <math>T_0</math> и <math>P</math> определены правильно и <math>P</math> не меняется, то наблюдаемый и вычисляемый момент всегда будут совпадать, и <math>O - C</math> всегда будет равно нулю, а если <math>P</math> определено неверно, то <math>O - C</math> будет возрастать линейно, на величину ошибки с каждым максимумом. Если же, например, период изменений блеска равномерно возрастает, то точки на диаграмме будут образовывать [[Парабола|параболу]]: с каждым максимумом <math>O - C</math> будет увеличиваться на всё большую величину<ref name=":2">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_4.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.4. Представление фотометрической информации о переменных звёздах. Таблицы и графики|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-07|archive-date=2020-02-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20200219184103/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_4.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Percy|2007|pp=68—71}}.

=== Изучение ===
Официальной каталогизацией и классификацией переменных звёзд занимается [[Общий каталог переменных звёзд]] (ОКПЗ), в 2017 году была издана его версия 5.1<ref name=":8">{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ARep...61...80S|автор=[[Самусь, Николай Николаевич|Samus' N. N.]], Kazarovets E. V., Durlevich O. V., Kireeva N. N., Pastukhova E. N.|заглавие=General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1|язык=en|год=2017|месяц=1|день=1|издание={{iw|Astronomy Reports}}|том=61|страницы=80–88|issn=1063-7729|место=Moscow|издательство=[[Наука (издательство)|Nauka]]|doi=10.1134/S1063772917010085|archivedate=2022-01-02|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220102082232/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017ARep...61...80S}}</ref>. 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<ref name=":1" />. Всего известны сотни тысяч звёзд, переменность которых установлена или хотя бы подозревается, и ещё десятки тысяч — в других [[галактика]]х<ref name=":0" />{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=165}}. К переменным звёздам относится и [[Солнце]]{{Sfn|Percy|2007|pp=71—77}}.

Изучение переменных звёзд — одна из областей [[Астрономия|астрономии]], в которую вклад могут внести [[Любительская астрономия|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){{Sfn|Percy|2007|pp=320—323}}.

== Классификация ==
[[Файл:Variable stars in the HRD-ru.svg|мини|300x300пкс|Области на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]], занимаемые некоторыми типами переменных звёзд{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=300}}]]
{{См. также|Список типов переменных звёзд ОКПЗ}}
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 [[Кривая блеска|кривым блеска]] (см. выше{{Переход|Кривые блеска}}) и по их положению на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]], что уже позволяет выделить большое количество типов переменных. Однако, например, [[классические цефеиды]] и [[цефеиды II типа]], относящиеся к разным [[Звёздное население|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{{Sfn|Percy|2007|pp=71—74}}.

Классификация переменных звёзд разрабатывалась длительное время (см. ниже{{Переход|История изучения}}), но никак не координировалась, в результате чего существующая классификация переменных является довольно громоздкой и в первую очередь [[Эмпиризм|эмпирической]]. Системы классификации, принятой [[Международный астрономический союз|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{{Sfn|Percy|2007|pp=71—74}}<ref name=":4" />. Выделяются сотни типов переменных, причём некоторые звёзды уникальны и не могут быть отнесены ни к одному из них<ref name=":0" />. Иногда переменность разных типов может сочетаться у одной и той же звезды<ref name=":3" />.

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 [[Блеск (астрономия)|блеска]]. Во втором случае видимый блеск меняется из-за внешних эффектов, например, из-за покрытий звёздами друг друга или вращения звезды, покрытой [[Звёздное пятно|пятнами]]<ref name=":3" /><ref name=":0" />.

Физические переменные звёзды подразделяются на [[Пульсирующие переменные|пульсирующие]], {{Не переведено 3|Эруптивная переменная звезда|эруптивные|de|Eruptiv veränderlicher Stern}} и [[катаклизмические переменные]], а также [[Рентгеновская двойная звезда|рентгеновские двойные]]. Среди геометрических переменных выделяют {{Не переведено 3|Вращающаяся переменная звезда|вращающиеся переменные|de|Rotationsveränderlicher Stern}} 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<ref name=":3" /><ref name=":03">{{Cite web|url=http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|title=GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-12|archive-date=2022-02-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20220218021829/http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm|deadlink=no}}</ref>.

=== Пульсирующие переменные ===
[[Файл:Delta_cephei_v_engle_2014.png|мини|300x300пкс|Кривая блеска [[Дельта Цефея|Дельты Цефея]], относящейся к [[Классические цефеиды|классическим цефеидам]]<ref>{{Статья|ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/794/1/80|автор=Engle S. G., Guinan E. F., Harper G. M., Neilson H. R., Evans N. R.|заглавие=The secret lives of cepheids: evolutionary changes and puisation-induced shock heating in the prototype classical cepheid δ Cep|год=2014-09-25|издание=The Astrophysical Journal|том=794|выпуск=1|страницы=80|issn=1538-4357|doi=10.1088/0004-637X/794/1/80|archivedate=2022-02-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220216111038/https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/794/1/80}}</ref>]]
[[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<ref name=":03" />{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=301—302}}.

Вне зависимости от механизма, фундаментальный период колебаний звезды <math>P</math> связан с её средней плотностью <math>\rho</math> как <math display="inline">P \propto \frac{1}{\sqrt{\rho}}</math>. Поскольку при длительных наблюдениях даже небольшие изменения периода могут быть обнаружены (см. выше{{Переход|Кривые блеска}}), то можно выявить медленное изменение плотности в результате [[Эволюция звёзд|эволюции звезды]]{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=301—302}}<ref name=":5">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.1. Общие сведения|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-12|archive-date=2012-01-19|archive-url=https://web.archive.org/web/20120119074331/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_1.html|deadlink=no}}</ref>. Кроме пульсаций в фундаментальном периоде возможны пульсации в [[обертон]]ах с другим периодом. Пульсации могут быть как радиальными — сферически симметричными, так и нерадиальными — во втором случае сферическая форма звезды не сохраняется<ref name=":03" />{{Sfn|Percy|2007|pp=136—138}}.

==== Механизмы пульсаций ====
Если звезда выводится из [[Гидростатическое равновесие|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{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=301—302}}<ref name=":5" />.

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 [[кельвин]]ов. В определённое время [[гелий]] в ней однократно [[Ионизация|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<ref name=":5" /><ref name=":02">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|title=Пульсации звезд|author=[[Жевакин, Сергей Александрович|Жевакин С. А.]], Памятных А. А.|website=Физика космоса|publisher=[[Астронет]]|access-date=2021-12-28|archive-date=2021-12-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211210231058/http://www.astronet.ru/db/msg/1188567|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Percy|2007|pp=141—144}}.

Для того, чтобы пульсации поддерживались таким механизмом, зона двукратной критической ионизации гелия должна располагаться на оптимальной глубине, которая достигается при определённой температуре поверхности звезды<ref name=":02" />. Таким образом, звёзды, у которых реализуется такой механизм, на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] находятся на [[Полоса нестабильности|полосе нестабильности]]. Несколько типов переменных звёзд пульсируют именно благодаря каппа-механизму: это, например, [[цефеиды]], [[переменные типа RR Лиры]], [[Переменная звезда типа Дельты Щита|Дельты Щита]] и [[Переменные типа ZZ Кита|ZZ Кита]]. Существуют пульсирующие переменные и других типов, расположенные вне полосы нестабильности — для них механизм переменности обычно также представляет собой каппа-механизм. Например, в [[Переменные типа Беты Цефея|переменных типа Беты Цефея]], температура которых значительно выше, чем у звёзд полосы нестабильности, пульсации поддерживаются ионами [[Железо|железа]]<ref name=":5" />{{Sfn|Percy|2007|pp=141—144}}.

==== Некоторые типы пульсирующих переменных ====
Один из важнейших типов пульсирующих переменных звёзд — [[цефеиды]]. Эти звёзды — [[сверхгигант]]ы [[Спектральный класс|спектральных классов]] [[Звезда спектрального класса F|F]]—[[Звезда спектрального класса K|K]] с периодами обычно от 1 до 50 суток и амплитудами — 0,1—2,5<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup>. Выделяется два основных типа таких звёзд — [[классические цефеиды]] и [[цефеиды II типа]], и для обоих типов существует [[Зависимость период — светимость|зависимость между периодом и светимостью]]{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=302}}. Она позволяет использовать их как [[Стандартная свеча|стандартные свечи]]: из периода цефеид можно определять их [[Абсолютная звёздная величина|абсолютную звёздную величину]], и, сравнив последнюю с [[Видимый блеск|видимым блеском]], определить расстояние до звезды<ref>{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|title=Пульсирующие звёзды. 2.2. Классические цефеиды. Типы по ОКПЗ: DCEP, DCEPS, CEP(B).|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-14|archive-date=2012-01-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20120128060323/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/2_2.html|deadlink=no}}</ref><ref name=":6">{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/s/Standard+Candle|title=Standard Candle|website=Astronomy|publisher=[[Swinburne University of Technology]]|location=Melbourne|access-date=2021-12-14|archive-date=2021-11-10|archive-url=https://web.archive.org/web/20211110171632/https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/s/Standard+Candle|deadlink=no}}</ref>. Благодаря высокой светимости, цефеиды наблюдаются не только в [[Млечный Путь|нашей]], но и в других галактиках{{Sfn|Percy|2007|pp=147, 161}}.

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 [[Шаровое звёздное скопление|шаровых скоплениях]] и имеют практически одну и ту же абсолютную звёздную величину, поэтому также используются как стандартные свечи<ref name=":6" />. [[Мирида|Мириды]] — сверхгиганты спектральных классов [[Звезда спектрального класса M|M]], [[Циркониевая звезда|S]] и [[Углеродная звезда|C]]. Периоды их пульсаций обычно составляют 100—500 суток, а типичная амплитуда изменений блеска — 6<sup>m</sup>. У [[Медленные неправильные переменные|медленных неправильных]] и у [[Полуправильная переменная звезда|полуправильных переменных]] пульсации имеют нерегулярный характер, а их причины плохо изучены{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=303}}.

=== Эруптивные переменные ===
[[Файл:UVCetLightCurve.png|мини|300x300пкс|Кривая блеска [[UV Кита]] — [[Вспыхивающая звезда|вспыхивающей звезды]], в [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом диапазоне]]<ref>{{Статья|ссылка=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PASA...34...10B|автор=Beskin G., Karpov S., Plokhotnichenko V., Stepanov A., Tsap Yu.|заглавие=Discovery of the Sub-second Linearly Polarized Spikes of Synchrotron Origin in the UV Ceti Giant Optical Flare|год=2017-01-01|издание=Publications of the Astronomical Society of Australia|том=34|страницы=e010|issn=1323-3580|doi=10.1017/pasa.2017.3}}</ref>]]
{{Не переведено 3|Эруптивная переменная звезда|Эруптивные переменные|de|Eruptiv veränderlicher Stern}} меняют свой блеск резко и непредсказуемо. Эти изменения вызваны активностью или вспышками в [[Хромосфера|хромосфере]] и в [[Звёздная корона|короне]], такая активность нередко сопровождаются усилением [[Звёздный ветер|звёздного ветра]] и потерями массы<ref name=":03" /><ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html|title=Eruptive variable|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-15|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026031202/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/eruptive_variable.html|deadlink=no}}</ref>. Иногда к эруптивным переменным причисляют [[катаклизмические переменные]] (см. ниже{{Переход|Катаклизмические переменные}}){{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=303—304}}.

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{{Sfn|Good|2012|pp=37—40}}.

==== Некоторые типы эруптивных переменных ====
К эруптивным переменным относятся [[вспыхивающие звёзды]] (также известные как переменные типа UV Кита), которые являются молодыми [[Оранжевый карлик|оранжевыми карликами]] и ещё чаще [[Красный карлик|красными карликами]]. Из-за возмущений в [[Магнитное поле звёзд|магнитных полях]] на поверхностях этих звёзд происходят вспышки, подобные [[Солнечная вспышка|солнечным]], но значительно более сильные относительно светимости самой звезды — во время вспышки звезда может стать на 4—5 [[Звёздная величина|звёздных величины]] ярче, чем обычно. Вспышки наблюдаются и в [[Оптическое излучение|оптическом диапазоне]], но особенно сильны на коротких волнах: в [[Ультрафиолетовое излучение|ультрафиолетовом]], [[Рентгеновское излучение|рентгеновском]] и [[Гамма-излучение|гамма-диапазонах]], а также сопровождаются повышением потока в [[радиодиапазон]]е. 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{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=303—305}}. Из-за того, что оранжевые и красные карлики составляют около {{num|90|%}} всех звёзд, вспыхивающие звёзды — самый распространённый тип переменных в [[Млечный Путь|нашей Галактике]]{{Sfn|Percy|2007|pp=224—228}}.

[[Орионовы переменные]] — группа эруптивных переменных, включающая в себя такие объекты, как [[фуор]]ы и [[звёзды типа T Тельца]]. Все эти объекты — молодые звёзды, связанные с туманностями. Их изменения блеска носят неправильный характер и связаны с нестабильностями в [[Аккреционный диск|аккреционных дисках]]<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Orion_variable.html|title=Orion variable|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-16|archive-date=2021-12-16|archive-url=https://web.archive.org/web/20211216125145/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/O/Orion_variable.html|deadlink=no}}</ref>. Ещё один тип — [[Переменные типа R Северной короны|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{{Sfn|Good|2012|pp=37—40}}{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=303—305}}.

=== Катаклизмические переменные ===
[[Файл:Supernovae_lightcurves.svg|мини|300x300пкс|Кривые блеска [[Сверхновая звезда|сверхновых]] некоторых типов{{Sfn|Karttunen et al.|2016|p=309}}]]
Изменения блеска [[Катаклизмическая переменная|катаклизмических переменных]] вызваны [[Термоядерный взрыв|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 [[Новоподобные звёзды|новоподобными]], в противоположность взрывным, где термоядерные взрывы случаются<ref name=":03" />. Большинство катаклизмических переменных, включая новоподобные, представляют собой [[тесные двойные системы]], где присутствует [[белый карлик]], на который перетекает вещество со второго компонента{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=303—315}}<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cataclysmic_variable.html|title=Cataclysmic variable|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-16|archive-date=2020-10-30|archive-url=https://web.archive.org/web/20201030170405/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/C/cataclysmic_variable.html|deadlink=no}}</ref>.

==== Некоторые типы катаклизмических переменных ====
[[Сверхновая звезда|Сверхновые звёзды]] относятся к катаклизмическим переменным. При их вспышке [[Абсолютная звёздная величина|абсолютные звёздные величины]] сверхновых, в зависимости от типа, за срок около двух недель достигают от −16<sup>[[Абсолютная звёздная величина|m]]</sup> до −20<sup>m</sup>, так что их светимости становятся сравнимы со светимостью небольших [[Галактика|галактик]], а затем начинают спадать. По наблюдаемым параметрам сверхновые делятся на несколько типов, но существует всего два механизма их вспышек. Вспышки [[Сверхновая типа Ia|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 [[углерод]]а, 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 [[Эволюция звёзд|эволюции]], при этом также выделяется большое количество энергии, а звезда разрушается{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=308—312}}<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supernova.html|title=Supernova|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-16|archive-date=2021-10-31|archive-url=https://web.archive.org/web/20211031153123/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supernova.html|deadlink=no}}</ref>.

[[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, [[Классическая новая звезда|классические новые]] при вспышке повышают свой блеск на величину обычно от 7<sup>m</sup> до 16<sup>m</sup> 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 [[Повторные новые|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 [[Карликовая новая|карликовых новых]] повышение блеска ещё меньше — на 2—6<sup>m</sup>, а вспышки повторяются с интервалом менее года, но термоядерных взрывов на их поверхности не происходит: изменение блеска в них связано с нестабильностями в [[Аккреционный диск|аккреционном диске]], когда последний достигает достаточно высокой плотности{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=305—308}}{{Sfn|Good|2012|pp=97—102}}.

=== Рентгеновские двойные ===
[[Тесные двойные системы]], излучающие в [[Рентгеновское излучение|рентгеновском диапазоне]], называются [[Рентгеновская двойная звезда|рентгеновскими двойными]]. Такие объекты проявляют переменность в оптическом диапазоне и составляют отдельную группу переменных звёзд<ref name=":03" /><ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/X/X-ray%20binary.html|title=X-ray binary|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-18}}</ref>.

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 [[поляр]]ы, [[барстер]]ы и [[рентгеновские пульсары]] имеют переменность разного характера, её амплитуда может составлять несколько [[Звёздная величина|звёздных величин]]<ref name=":03" />{{Sfn|Karttunen et al.|2016|pp=322—325}}{{Sfn|Good|2012|pp=157—164}}.

=== Вращающиеся переменные ===
{{Не переведено 3|Вращающаяся переменная звезда|Вращающиеся переменные|de|Rotationsveränderlicher Stern}} имеют неравномерное распределение яркости на поверхности или эллиптическую форму, что может быть вызвано различными факторами, такими как наличие [[Звёздное пятно|пятен]] на поверхности звезды. При вращении вокруг оси их [[видимый блеск]] с точки зрения наблюдателя изменяется<ref name=":03" /><ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/rotating_variable.html|title=Rotating variable|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-18|archive-date=2020-10-26|archive-url=https://web.archive.org/web/20201026094020/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/rotating_variable.html|deadlink=no}}</ref>.

==== Некоторые типы вращающихся переменных ====
[[Переменные типа BY Дракона]] — [[Красный карлик|красные]] и [[Оранжевый карлик|оранжевые карлики]], переменность которых связана с пятнами на их поверхности. Амплитуда их изменений блеска может достигать 0,3<sup>[[Звёздная величина|m]]</sup>, а период ― от менее чем суток до 120 дней. Переменные типа BY дракона часто являются [[Вспыхивающие звёзды|вспыхивающими звёздами]] (см. выше{{Переход|Некоторые типы эруптивных переменных}}). [[Переменные типа Альфы² Гончих Псов]] ― звёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]] со [[Спектральный класс|спектральными классами]] [[Звезда спектрального класса B|B]]—[[Звезда спектрального класса A|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<sup>m</sup><ref name=":03" />{{Sfn|Good|2012|pp=127—138}}{{Sfn|Percy|2007|pp=91—96}}.

[[Эллипсоидальные переменные]] находятся в двойных системах, где звёзды достаточно близки друг к другу и из-за [[Приливное взаимодействие|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<sup>m</sup><ref name=":03" />{{Sfn|Good|2012|pp=127—138}}{{Sfn|Percy|2007|pp=81—82}}.

=== Затменные двойные ===
[[Файл:Кривая_блеска_Алголя.svg|мини|300x300пкс|Кривая блеска [[Алголь|Алголя]]<ref name=":10" />]]
[[Файл:Кривая_блеска_бета_Лиры.svg|мини|300x300пкс|Кривая блеска [[Бета Лиры|Беты Лиры]]<ref name=":10" />]]
В [[Затменные звёзды|затменных двойных системах]] периодически происходит покрытие звёздами друг друга, что приводит к снижению блеска системы на время покрытия<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html#eclipsing_binary|title=Eclipsing binary|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-12-18|archive-date=2020-10-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20201027105932/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/binarystar.html#eclipsing_binary|deadlink=no}}</ref>, также к этому классу относят звёзды, у которых наблюдается прохождение [[Экзопланета|экзопланет]] по их диску. Для этого необходимо, чтобы наблюдатель находился достаточно близко к плоскости орбиты системы{{Sfn|Percy|2007|p=103}}. Затменные двойные могут классифицироваться не только по виду общей [[Кривая блеска|кривой блеска]], но также по физическим характеристикам компонент и по степени заполнения компонентами их [[Полость Роша|полостей Роша]]. Прохождение звёзд друг перед другом может чередоваться, тогда в кривой блеска будет два минимума разной глубины, но также вторичный минимум может отсутствовать<ref name=":03" />{{Sfn|Good|2012|pp=139—145}}.

==== Некоторые типы затменных двойных ====
По виду кривых блеска можно выделить [[Затменная переменная типа Алголя|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<ref name=":03" />{{Sfn|Good|2012|pp=139—145}}{{Sfn|Percy|2007|pp=107—110}}.

== Обозначения ==
{{Основная статья|Обозначения переменных звёзд}}
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 [[Созвездие|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 {{Не переведено 3|V1500 Лебедя|4=V1500 Cygni}} относятся именно к переменным звёздам<ref name=":12">{{Cite web|lang=|url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|title=Naming Stars|author=|date=|publisher=[[International Astronomical Union]]|access-date=2020-10-26|archive-date=2020-04-11|archive-url=https://web.archive.org/web/20200411104839/https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/|deadlink=no}}</ref><ref name=":7">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_3.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.3. Структура Общего каталога переменных звезд|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-18|archive-date=2020-02-07|archive-url=https://web.archive.org/web/20200207065650/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_3.html|deadlink=no}}</ref>.

Типы переменности обычно называют по прототипу ― известной или типичной звезде своего класса. Так, например, [[Мирида|мириды]] получили своё название по [[Мира (звезда)|Мире]], [[цефеиды]] ― по Дельте Цефея, а [[переменные типа RR Лиры]] ― по RR Лиры<ref name=":12" /><ref name=":7" />.

== История изучения ==
Существовавшие в древности [[Философия|философские]] представления предполагали, что звёзды по своей природе являются постоянными объектами, поэтому целенаправленный поиск переменных звёзд не производился. При этом были известны [[Новая звезда|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 [[Комета|кометы]]. К новым звёздам также относили и [[сверхновые]]. Сведения о таких объектах содержатся как в [[Древний Китай|древних китайских]], [[Древняя Индия|индийских]] и [[Древняя Япония|японских]] хрониках, так и в некоторых европейских источниках — вероятно, одну из новых звёзд наблюдал [[Гиппарх]]<ref name=":0" /><ref name=":9">{{Cite web|url=http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_2.html|title=Общие сведения о переменных звёздах. 1.2. Краткий исторический очерк. История каталогов переменных звезд|author=[[Самусь, Николай Николаевич|Самусь Н. Н.]]|website=Астрономическое наследие|location=Москва|publisher=[[ГАИШ МГУ]]|access-date=2021-12-18|archive-date=2011-06-06|archive-url=https://web.archive.org/web/20110606080616/http://heritage.sai.msu.ru/ucheb/Samus/1_2.html|deadlink=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|с=162—165}}.

Первой открытой переменной звездой, кроме новых и сверхновых, была [[Мира (звезда)|Мира]]. В 1596 году [[Давид Фабрициус]] открыл эту звезду, когда она имела вторую [[Звёздная величина|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 {{Lang-la|mira}} — удивительная). В 1667 году [[Исмаэль Буйо]] обнаружил периодичность в изменениях блеска Миры<ref name=":0" /><ref name=":9" />{{Sfn|Сурдин|2015|с=162—165}}.

Существует гипотеза, что средневековым арабским астрономам было известно о переменности [[Алголь|Алголя]]. Эта гипотеза основывается на том, что название звезды в переводе с [[Арабский язык|арабского]] означает «демон»<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://www.britannica.com/place/Algol-star|title=Algol|website=[[Encyclopedia Britannica]]|access-date=2021-12-18|archive-date=2021-12-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20211218214328/https://www.britannica.com/place/Algol-star|deadlink=no}}</ref>, но, по всей видимости, эта гипотеза неверна{{Sfn|Сурдин|2015|с=162—165}}. Достоверно переменность этой звезды обнаружил [[Джеминиано Монтанари]] в 1669 году<ref name=":9" />.

Первоначально количество известных переменных звёзд росло медленно. Так, в списке 1786 года, который составил [[Эдуард Пиготт]], насчитывалось 12 переменных, в списке [[Аргеландер, Фридрих Вильгельм Август|Фридриха Аргеландера]] 1844 года — 18, а в каталоге [[Шёнфельд, Эдуард|Эдуарда Шёнфельда]], составленном в 1875, было 143 переменных звезды. Это число стало быстро возрастать после распространения [[Фотография|фотографии]] в астрономии приблизительно с 1880 года: к 1903 году число известных переменных уже достигло 1000, а к 1920 году — 4000<ref name=":0" />{{Sfn|Сурдин|2015|с=162—165}}{{Sfn|Percy|2007|p=6}}.

В частности, большое количество переменных звёзд было открыто в [[Гарвардская обсерватория|Гарвардской обсерватории]], где важную роль в организации наблюдений сыграл [[Эдуард Пикеринг]]{{sfn| Собел|2024| с= 163}}. Он также известен тем, что создал [[Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд|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 [[Малое Магелланово Облако|Малом Магеллановом Облаке]]. Она измерила периоды для 16 [[Цефеиды|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 период — светимость|зависимость между периодом и светимостью]] для цефеид, которая позже стала играть важную роль в астрономии<ref name=":0" /><ref name=":9" />{{Sfn|Сурдин|2015|с=165—171}}.

С 1918 года и до окончания [[Вторая мировая война|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 [[Институт астрономии РАН|Институте астрономии РАН]]. В 1948 году [[Кукаркин, Борис Васильевич|Борис Кукаркин]] и [[Павел Паренаго]] опубликовали первое издание [[Общий каталог переменных звёзд|Общего каталога переменных звёзд]]<ref name=":9" />. В 2017 году был издан ОКПЗ версии 5.1<ref name=":8" />.

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 [[Жевакин, Сергей Александрович|Сергей Жевакин]] в 1950-х годах{{Sfn|Percy|2007|pp=7—8}}.

== Примечания ==
{{Примечания}}

== Литература ==
{{Навигация}}
* {{книга |автор= [[Собел, Дава|Дава Собел]]|заглавие =Стеклянный небосвод. Как женщины Гарвардской обсерватории измерили звезды|оригинал= Dava Sobel. The Glass Universe: How the Ladies of the Harvard Observatory Took the Measure of the Stars | место= М.|издательство=  Альпина нон-фикшн|год= 2024|страницы=408|isbn= 978-5-00139-698-7 |ref =  Собел}}.
* {{Книга|ref=Сурдин|автор=[[Сурдин, Владимир Георгиевич|Сурдин В. Г.]]|заглавие=Астрономия: век XXI|год=2015|издание=3-е изд|место=Фрязино|издательство=Век 2|страниц=608|isbn=978-5-85099-193-7}}
* {{Книга|ref=Good|ссылка=https://archive.org/details/observingvariabl0000good|автор=Good G. A.|заглавие=Observing Variable Stars|год=2012|место=L.|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=275|isbn=978-1-4471-0055-3|doi=10.1007/978-1-4471-0055-3}}
* {{Книга|ref=Karttunen et al.|ссылка=https://books.google.ru/books?id=ndd2DQAAQBAJ|автор=Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.|заглавие=Fundamental Astronomy|год=2016|издание=6th Edition|место=Berlin; Heidelberg; {{N. Y.}}|издательство=[[Springer Science+Business Media|Springer]]|allpages=550|isbn=978-3-662-53045-0}}
* {{Книга|ref=Percy|ссылка=https://books.google.ru/books?id=GQzCDQI3YP4C|автор=Percy J. R.|заглавие=Understanding Variable Stars|год=2007|место={{Cambr.}}; {{N. Y.}}|издательство=[[Cambridge University Press]]|allpages=330|isbn=978-1-139-46328-7}}
{{ВС}}
{{Звёзды}}
{{Переменные звёзды}}
{{Избранная статья|Астрономия}}


[[Категория:Переменные звёзды| ]]
[[Категория:Классы звёзд]]
[[Категория:Астрофизика]]