Введение

Звезда, яркость которой колеблется, как видно с Земли
роман Роберта А. Хайнлайна и Спайдера Робинсона

Переменная звезда – это звезда, яркость которой, как видно с Земли (её видимая звёздная величина), изменяется со временем. Эта изменчивость может быть вызвана изменением излучаемой энергии или тем, что свет частично блокируется, поэтому переменные звёзды классифицируются как:
Внутренние переменные, у которых светимость действительно меняется; например, из-за периодического расширения и сжатия звезды. Внешние переменные, у которых кажущиеся изменения яркости обусловлены изменением количества света, достигающего Земли; например, из-за наличия у звезды орбитального компаньона, который иногда её затмевает. Многие, возможно, большинство звёзд демонстрируют некоторую изменчивость светимости: выход энергии Солнца, например, меняется примерно на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла.

Обнаружение изменчивости

Наиболее распространённые типы изменчивости связаны с изменениями яркости, но происходят и другие типы изменчивости, в частности, изменения спектра. Комбинируя данные о кривой блеска с наблюдаемыми изменениями спектра, астрономы часто могут объяснить причину изменчивости конкретной звезды.

Интерпретация замечаний

Сочетание кривых блеска со спектральными данными часто дает ключ к пониманию изменений, происходящих в переменной звезде. Например, свидетельство пульсации звезды можно обнаружить в смещении ее спектра, поскольку ее поверхность периодически движется к нам и от нас с той же частотой, что и изменение ее яркости. Примерно две трети всех переменных звезд, по-видимому, являются пульсирующими. В 1930-х годах астроном Артур Стэнли Эддингтон показал, что математические уравнения, описывающие внутреннее строение звезды, могут приводить к нестабильностям, вызывающим пульсации. Наиболее распространенный тип нестабильности связан с колебаниями степени ионизации во внешних конвективных слоях звезды. Когда звезда находится в фазе расширения, ее внешние слои расширяются, что приводит к их охлаждению. Из-за снижения температуры степень ионизации также уменьшается. Это делает газ более прозрачным и облегчает звезде излучение энергии. В свою очередь, это заставляет звезду начать сжиматься. При сжатии газ нагревается, и степень ионизации снова возрастает. Это делает газ более непрозрачным, и излучение временно задерживается в нем. Это дополнительно нагревает газ, заставляя его снова расширяться. Таким образом, поддерживается цикл расширения и сжатия (раздувания и сжатия). Пульсации цефеид, как известно, обусловлены колебаниями ионизации гелия (от He++ к He+ и обратно к He++).

Номенклатура

В данном созвездии первые обнаруженные переменные звезды обозначались буквами от R до Z, например R Андромеды. Эта система наименований была разработана Фридрихом В. Аргеландером, который присваивал первой ранее не названной переменной в созвездии букву R – первую букву, не использованную Байером. Для последующих открытий использовались буквы от RR до RZ, от SS до SZ, вплоть до ZZ, например RR Лиры. В более поздних открытиях применялись буквы от AA до AZ, от BB до BZ и до QQ до QZ (буква J исключена). После исчерпания этих 334 комбинаций переменным звездам присваиваются номера в порядке их обнаружения, начиная с V335 и далее.

Классификация

Переменные звезды могут быть внутренними или внешними. Внутренние переменные звезды – это звезды, у которых изменчивость вызвана изменениями в их собственных физических свойствах. Эта категория делится на три подгруппы. Пульсирующие переменные – звезды, радиус которых попеременно расширяется и сжимается в ходе естественного эволюционного старения. Извергающиеся переменные – звезды, испытывающие извержения на поверхности, такие как вспышки или выбросы массы. Катаклизмические или взрывные переменные – звезды, претерпевающие резкие изменения в своих свойствах, например, новые и сверхновые. Внешние переменные звезды – это звезды, у которых изменчивость обусловлена внешними факторами, такими как вращение или затмения. Существует две основные подгруппы. Затмевающие двойные – двойные звезды или планетные системы, в которых, с точки зрения Земли, звезды периодически затмевают друг друга при вращении, или планета затмевает свою звезду. Вращающиеся переменные – звезды, изменчивость которых связана с явлениями, обусловленными их вращением. Примерами служат звезды с экстремальными "солнечными пятнами", влияющими на видимую яркость, или звезды с высокой скоростью вращения, из-за которой они приобретают эллипсоидальную форму. Эти подгруппы, в свою очередь, подразделяются на конкретные типы переменных звезд, которые обычно называют по имени их прототипа. Например, карликовые новые обозначаются как звезды типа U Geminorum, в честь первой открытой звезды этого класса, U Geminorum.

Внутренние переменные звезды

Примеры типов в этих разделах приведены ниже.

Пульсирующие переменные звезды

Пульсирующие звезды расширяются и сжимаются, что влияет на их яркость и спектр. Пульсации обычно делятся на: радиальные, когда вся звезда расширяется и сжимается как единое целое; и нерадиальные, когда одна часть звезды расширяется, а другая сжимается. В зависимости от типа пульсации и ее местоположения внутри звезды, существует естественная или фундаментальная частота, определяющая период звезды. Звезды также могут пульсировать в гармонике или обертоне – более высокой частоте, соответствующей более короткому периоду. Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто пульсируют одновременно с несколькими частотами, и для определения отдельных составляющих периодов требуется сложный анализ. В некоторых случаях пульсации не имеют определенной частоты, вызывая случайные колебания, называемые стохастическими. Изучение строения звезд по их пульсациям известно как астеросейсмология. Фаза расширения пульсации вызвана блокировкой потока внутренней энергии веществом с высокой непрозрачностью, но это должно происходить на определенной глубине звезды, чтобы создать видимые пульсации. Если расширение происходит ниже конвективной зоны, то никаких изменений на поверхности не будет наблюдаться. Если расширение происходит слишком близко к поверхности, восстанавливающая сила будет слишком слабой для создания пульсации. Восстанавливающая сила, вызывающая фазу сжатия пульсации, может быть давлением, если пульсация происходит в недегенерированном слое глубоко внутри звезды – это называется акустическим или p-режимом пульсаций. В других случаях восстанавливающей силой является гравитация, и это называется g-режимом. Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одном из этих режимов.

Цефеиды и цефеидоподобные переменные

Эта группа состоит из нескольких типов пульсирующих звёзд, все из которых расположены в полосе нестабильности и очень регулярно расширяются и сжимаются под действием собственного массового резонанса звезды, как правило, на фундаментальной частоте. Обычно считается, что механизм клапана Эддингтона объясняет пульсации цефеид. Каждая подгруппа в полосе нестабильности имеет чёткую зависимость между периодом и абсолютной звёздной величиной, а также между периодом и средней плотностью звезды. Зависимость период-светимость впервые была установлена Генриеттой Левитт для звёзд типа Дельта Цефеи, и благодаря ей цефеиды с высокой светимостью очень полезны для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за её пределами. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности на самом деле являются далёкими галактиками. Цефеиды получили название в честь Дельты Цефея, в то время как совершенно отдельный класс переменных звёзд назван в честь Бета Цефея.

Классические цефеиды

Классические цефеиды (или переменные Дельта Цефеи) — это жёлтые сверхгиганты I популяции (молодые, массивные и яркие), которые испытывают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до нескольких месяцев. 10 сентября 1784 года Эдвард Пигот обнаружил переменность звезды Эта Аквилы, первого известного представителя класса цефеид. Однако, именем классических цефеид названа звезда Дельта Цефеи, переменность которой был обнаружена Джоном Гудриком спустя несколько месяцев.

Цефеиды типа II

Цефеиды II типа (исторически называемые звездами W Virginis) характеризуются чрезвычайно регулярными световыми пульсациями и зависимостью светимости, очень похожей на зависимость у переменных типа δ Cephei, из-за чего их изначально путали с последней категорией. Цефеиды II типа принадлежат к более старым звёздам II популяции, чем цефеиды I типа. Цефеиды II типа обладают несколько меньшей металличностью, значительно меньшей массой, несколько меньшей светимостью и немного сдвинутым соотношением период-светимость, поэтому всегда важно определять, какой тип звезды наблюдается.

Переменные RR Lyrae

Эти звезды несколько похожи на цефеиды, но менее яркие и имеют более короткие периоды. Они старше цефеид типа I, принадлежат ко II популяции, но имеют меньшую массу, чем цефеиды типа II. Благодаря их частому обнаружению в шаровых скоплениях, их иногда называют цефеидами в скоплениях. Они также демонстрируют чётко выраженную зависимость период-светимость, что делает их полезными индикаторами расстояний. Эти звёзды типа A изменяют свою яркость примерно на 0,2–2 звёздные величины (что соответствует изменению светимости от 20% до более чем 500%) в течение периода от нескольких часов до суток и более.

Изменные Delta Scuti

Переменные Delta Scuti (δ Sct) похожи на цефеиды, но значительно тусклее и с гораздо более короткими периодами. Ранее они были известны как карликовые цефеиды. Они часто демонстрируют множество наложенных периодов, которые в совокупности формируют чрезвычайно сложную кривую блеска. Типичная звезда δ Scuti имеет амплитуду от 0,003 до 0,9 звездных величин (изменение яркости от 0,3% до примерно 130%) и период от 0,01 до 0,2 дня. Их спектральный класс обычно лежит в диапазоне от A0 до F5.

SX переменные Phoenicis

Эти звезды спектрального типа от А2 до F5, подобные переменным типа δ Scuti, встречаются главным образом в шаровых скоплениях. Они демонстрируют колебания блеска в пределах примерно 0,7 звездной величины (около 100% изменения светимости) с периодом от 1 до 2 часов.

Быстро колеблющиеся переменные Ap

Эти звезды спектрального типа А или, реже, F0 — подкласс звезд типа δ Scuti, находящихся на главной последовательности. Они демонстрируют крайне быстрые изменения блеска с периодами в несколько минут и амплитудами в несколько тысячных звездной величины.

Длительные переменные

Длиннопериодические переменные звёзды — это остывшие, эволюционировавшие звёзды, которые пульсируют с периодами от нескольких недель до нескольких лет.

Переменные Мира

Переменные Миры — это красные гиганты асимптотической ветви гигантов (AGB). В течение многих месяцев они тускнеют и светлеют на 2,5–11 звездных величин, что соответствует увеличению яркости в 6–30 000 раз. Сама Мира, также известная как Омикрон Кита (ο Cet), меняет свою яркость от почти 2-й звездной величины до 10-й звездной величины с периодом около 332 дней. Очень большие визуальные амплитуды в основном обусловлены перераспределением энергии между видимым и инфракрасным диапазонами в связи с изменением температуры звезды. В некоторых случаях у переменных Миры наблюдаются резкие изменения периода на протяжении десятилетий, которые, предположительно, связаны с циклом тепловых пульсаций наиболее развитых звезд AGB.

Полурегулярные переменные

Это красные гиганты или сверхгиганты. Полурегулярные переменные звёзды могут иногда демонстрировать чёткий период, но чаще показывают менее определённые колебания, которые порой можно разложить на несколько периодов. Хорошо известный пример полурегулярной переменной – Бетельгейзе, яркость которой меняется от приблизительно +0,2 до +1,2 звёздной величины (что соответствует 2,5-кратному изменению светимости). По крайней мере, некоторые полурегулярные переменные тесно связаны с переменными типа Мира, возможно, отличаясь лишь пульсацией в другой гармонике.

Медленные нерегулярные переменные

Это красные гиганты или сверхгиганты, у которых практически отсутствует или совсем не обнаруживается периодичность. Некоторые из них — малоизученные полуправильные переменные, часто с несколькими периодами, но другие могут быть просто хаотичными.

Длинные вторичные переменные периода

Многие переменные красные гиганты и сверхгиганты демонстрируют изменения в течение от нескольких сотен до нескольких тысяч дней. Их блеск может изменяться на несколько звёздных величин, хотя чаще эти изменения значительно меньше, и на них накладываются более быстрые первичные вариации. Причины такого типа изменчивости до конца не выяснены и по-разному объясняются пульсациями, двойственностью и вращением звезды.

Изменные Бета-Сефея

Переменные звёзды типа Бета Цефея (β Cep) (иногда называемые переменными звёздами Бета Большого Пса, особенно в Европе) испытывают короткопериодические пульсации с периодом от 0,1 до 0,6 дней и амплитудой от 0,01 до 0,3 звездных величин (изменение светимости от 1% до 30%). Они достигают максимальной яркости во время минимального сжатия. Многие звёзды этого типа проявляют несколько периодов пульсации.

Медленно пульсирующие звезды типа В

Медленно пульсирующие звезды типа B (SPB) — горячие звезды главной последовательности, немного менее светимые, чем звезды Бета-Сефея, с более длительными периодами и большей амплитудой.

Очень быстро пульсирующие горячие (субкарлики B) звезды

Прототипом этого редкого класса является V361 Hydrae, субкарлик B звезды 15-й звездной величины. Они пульсируют с периодами в несколько минут и могут одновременно пульсировать с несколькими периодами. Их амплитуды составляют несколько сотых звездной величины, и они обозначаются акронимом RPHS в GCVS. Это p-режимные пульсирующие звезды.

PV Telescopii переменные

Звезды этого класса — сверхгиганты типа Bp с периодом от 0,1 до 1 дня и амплитудой около 0,1 звездной величины в среднем. Их спектры примечательны слабыми линиями водорода, но при этом демонстрируют аномально сильные линии углерода и гелия, что характерно для экстремальных гелиевых звезд.

Изменные RV Tauri

Это желтые сверхгиганты (фактически маломассивные звезды, находящиеся на поздней стадии AGB, на самом ярком этапе своей эволюции), которые демонстрируют чередующиеся глубокие и мелкие минимумы. Эта двойная пиковая изменчивость обычно имеет периоды от 30 до 100 дней и амплитуды от 3 до 4 звездных величин. На эту изменчивость могут накладываться долгосрочные вариации с периодами в несколько лет. Их спектры имеют тип F или G при максимуме блеска и тип K или M при минимуме яркости. Они расположены вблизи полосы нестабильности, будучи холоднее цефеид типа I и ярче цефеид типа II. Их пульсации обусловлены теми же фундаментальными механизмами, связанными с непрозрачностью гелия, но происходят на совершенно ином этапе их жизненного цикла.

Переменные Альфа Сигни

Альфа Лебедя (α Cyg) переменные — нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов Bep до AepIa. Их периоды изменяются от нескольких дней до нескольких недель, а амплитуды колебаний обычно составляют около 0,1 звездной величины. Изменения блеска, которые часто кажутся нерегулярными, обусловлены суперпозицией множества колебаний с близкими периодами. Денеб в созвездии Лебедя является прототипом этого класса.

Изменные Gamma Doradus

Гамма Дорадус (γ Dor) — нерадиально пульсирующие звезды главной последовательности со спектральными классами от F до поздних A. Их периоды около одного дня, а амплитуды обычно составляют порядка 0,1 звездной величины.

Пульсирующие белые карлики

Эти нерадиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды от сотен до тысяч секунд с незначительными колебаниями от 0,001 до 0,2 звездных величин. Известные типы пульсирующих белых карликов (или предбелых карликов) включают звезды типа DAV, или ZZ Ceti, с атмосферами, доминирующими водородом, и спектральным типом DA; звезды типа DBV, или V777 Her, с атмосферами, доминирующими гелием, и спектральным типом DB; и звезды типа GW Vir, с атмосферами, в которых преобладают гелий, углерод и кислород. Звезды типа GW Vir могут быть подразделены на звезды DOV и PNNV.

Солнечные колебания

Солнце колеблется с очень малой амплитудой во множестве мод с периодами около 5 минут. Изучение этих колебаний известно как гелиосейсмология. Колебания на Солнце возбуждаются стохастически конвекцией во внешних слоях. Термин «колебания, подобные солнечным» используется для описания колебаний в других звездах, которые возбуждаются аналогичным образом, а их изучение является одной из основных областей активных исследований в области астеросейсмологии.

Переменные BLAP

Голубой большой амплитудный пульсатор (BLAP) — это пульсирующая звезда, для которой характерны изменения яркости от 0,2 до 0,4 звездных величин с типичными периодами от 20 до 40 минут.

Быстрые жёлтые пульсирующие сверхгиганты

Быстрый желтый пульсирующий сверхгигант (FYPS) — это яркий желтый сверхгигант с периодом пульсаций менее суток. Предполагается, что они эволюционировали от красных сверхгигантов, однако механизм, вызывающий пульсации, остаётся неизвестным. Этот класс был выделен в 2020 году на основе анализа данных, полученных с помощью телескопа TESS.

Извергающиеся переменные звезды

Извергающиеся переменные звезды демонстрируют нерегулярные или полурегулярные колебания яркости, вызванные потерей звездой вещества или, в некоторых случаях, его аккрецией на звезду. Вопреки названию, это не взрывные явления.

Протозвезды

Протозвезды — это молодые объекты, которые ещё не завершили процесс сжатия из газовой туманности в полноценную звезду. Большинство протозвезд демонстрируют нерегулярные изменения яркости.

Звезды Herbig Ae/Be

Считается, что изменчивость более массивных (2–8 солнечных масс) звезд Herbig Ae/Be обусловлена сгустками газа и пыли, обращающимися вокруг околозвездных дисков.

Изменные Ориона

Изменные Ориона – это молодые, горячие звезды пред-главной последовательности, обычно находящиеся внутри туманностей. Они характеризуются нерегулярными периодами изменения блеска с амплитудами в несколько звездных величин. Хорошо известным подтипом переменных Ориона являются звёзды типа T Тельца. Изменчивость звёзд T Тельца обусловлена пятнами на их поверхности и сгустками газа и пыли, обращающимися в околозвёздных дисках.

Изменные FU Orionis

Эти звезды находятся в отражательных туманностях и демонстрируют постепенное увеличение яркости на 6 звездных величин, за которым следует длительная фаза постоянной яркости. Затем они тускнеют на 2 звездные величины (примерно в шесть раз) в течение многих лет. Например, V1057 Лебедя потускнела на 2,5 звездные величины (примерно в десять раз) за одиннадцать лет. Переменные звезды типа FU Ориона имеют спектральный класс от A до G и, возможно, представляют собой эволюционную стадию в жизни звезд типа T Тельца.

Гиганты и сверхгиганты

Большие звезды относительно легко теряют вещество. По этой причине переменность, вызванная вспышками и потерей массы, довольно часто встречается у гигантов и сверхгигантов.

Синие переменные

Известные также как переменные S Doradus, к этому классу относятся самые яркие из известных звёзд. Примерами служат гипергиганты η Carinae и P Cygni. Они характеризуются постоянной высокой потерей массы, но с интервалами в несколько лет внутренние пульсации приводят к превышению звездой предела Эддингтона, что вызывает резкое увеличение потери массы. Визуальная яркость при этом возрастает, хотя общая светимость остаётся в основном неизменной. Гигантские извержения, наблюдаемые у некоторых звёзд типа LBV, действительно увеличивают светимость настолько, что их иногда называют "самозванцами сверхновых", и они могут представлять собой иной тип события.

Желтые гипергиганты

Эти массивные звёзды, находящиеся на поздних стадиях эволюции, нестабильны из-за их высокой светимости и расположения над полосой нестабильности. Они проявляют медленные, но порой значительные фотометрические и спектроскопические изменения, вызванные интенсивной потерей массы и периодическими крупными вспышками, в сочетании с долгосрочными изменениями, наблюдаемыми в течение времени. Наиболее известным примером является Ро Кассиопеи.

R переменные Coronae Borealis

Хотя эти звезды классифицируются как взрывные переменные, они не испытывают периодических увеличений яркости. Вместо этого они большую часть времени проводят в состоянии максимальной яркости, но через нерегулярные промежутки времени внезапно тускнеют на 1–9 звездных величин (в 2,5–4000 раз), после чего восстанавливают свою первоначальную яркость в течение месяцев или лет. Большинство из них по светимости классифицируются как жёлтые сверхгиганты, хотя фактически они являются звёздами, находящимися на стадии после AGB, но существуют также красные и синие гиганты типа R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) является прототипом этого типа звёзд. Переменные DY Persei – это подкласс переменных R CrB, демонстрирующий периодические изменения яркости в дополнение к своим вспышкам.

Изменные WolfRayet

Классические звезды популяции I Вольфа — Райе — это массивные горячие звезды, которые иногда демонстрируют переменность, вероятно, из-за различных причин, включая взаимодействие в двойных системах и вращающиеся газовые сгустки вокруг звезды. Они характеризуются широкими спектрами эмиссионных линий гелия, азота, углерода и кислорода. Изменения у некоторых звезд кажутся стохастическими, а у других наблюдаются множественные периоды.

Гамма Кассиопеи переменные

Гамма Кассиопеи (γ Cas) — это не сверхгигантские, быстро вращающиеся звёзды класса B с эмиссионными линиями в спектре, яркость которых нерегулярно изменяется до 1,5 звездных величин (что соответствует четырехкратному изменению светимости) из-за выброса вещества в экваториальной области, вызванного высокой скоростью вращения.

Звезды вспышки

В звездах главной последовательности значительная эруптивная изменчивость является редкостью. Она обычна лишь для вспыхивающих звёзд, также известных как переменные типа UV Ceti – очень слабых звёзд главной последовательности, которые испытывают регулярные вспышки. Они увеличивают свою яркость до двух звёздных величин (в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем возвращаются к нормальной яркости за полчаса или менее. К вспыхивающим звёздам относятся несколько близких красных карликов, включая Проксиму Центавра и Волка 359.

Переменные RS Canum Venaticorum

Это близкие двойные системы с высокоактивными хромосферами, включающими огромные солнечные пятна и вспышки, усиление которых, как считается, обусловлено близостью компаньона. Масштабы изменчивости варьируются от дней, близких к орбитальному периоду и иногда сопровождающихся затмениями, до лет, связанных с изменениями активности солнечных пятен.

Сверхновые

Сверхновые — самый драматичный тип катаклизмической переменной звезды, являющийся одним из самых мощных событий во Вселенной. Сверхновая может на короткое время излучать столько же энергии, сколько целая галактика, увеличивая яркость более чем на 20 звездных величин (более чем в сто миллионов раз). Взрыв сверхновой происходит, когда белый карлик или ядро звезды достигает определенного предела массы/плотности — предела Чандрасекара, что приводит к коллапсу объекта за долю секунды. Этот коллапс "отскакивает" и вызывает взрыв звезды с выделением огромного количества энергии. Внешние слои этих звезд разлетаются со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Выброшенное вещество может формировать туманности, называемые остатками сверхновых. Хорошо известный пример такой туманности — туманность Краб, оставшаяся после сверхновой, наблюдавшейся в Китае и других местах в 1054 году. Объект-предшественник может полностью разрушиться во время взрыва, или, в случае массивной звезды, ядро может стать нейтронной звездой (обычно пульсаром) или черной дырой. Сверхновые могут возникать в результате гибели чрезвычайно массивной звезды, во много раз массивнее Солнца. В конце жизни такой массивной звезды из продуктов термоядерного синтеза формируется не поддающееся синтезу железное ядро. Это железное ядро приближается к пределу Чандрасекара, пока не превысит его и, следовательно, не коллапсирует. Одной из наиболее изученных сверхновых этого типа является SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке. Сверхновая также может возникнуть в результате перетекания массы на белый карлик от звезды-компаньона в двойной звездной системе. Предел Чандрасекара превышается из-за натекающей материи. Абсолютная светимость последнего типа связана со свойствами его кривой блеска, что позволяет использовать эти сверхновые для определения расстояний до других галактик.

Светящаяся красная новая

Светящиеся красные новы — это звездные взрывы, вызванные слиянием двух звезд. Они не связаны с классическими новыми звездами. Они характеризуются красным цветом и очень медленным спадом яркости после первоначального выброса.

Новые

Новые звезды также являются результатом мощных взрывов, но, в отличие от сверхновых, не приводят к разрушению звезды-предшественника. В отличие от сверхновых, новые вспыхивают из-за внезапного начала термоядерного синтеза, который при определенных условиях высокого давления (вырожденного вещества) ускоряется взрывообразно. Они формируются в тесных двойных системах, где один компонент – белый карлик, аккрецирующий вещество со звезды-компаньона, и могут повторяться с периодами от десятилетий до столетий или тысячелетий. Новые звезды классифицируются как быстрые, медленные или очень медленные, в зависимости от поведения их кривой блеска. Наблюдалось несколько новых, видимых невооруженным глазом, при этом Nova Cygni 1975 была самой яркой в недавней истории, достигнув звездной величины 2.

Карликовые новы

Карликовые новые – это двойные звёзды, в состав которых входит белый карлик, и в которых перетекание вещества между компонентами вызывает регулярные вспышки. Существует три типа карликовых новых: звёзды типа U Geminorum, у которых вспышки длятся примерно 5–20 дней, за которыми следуют периоды спокойствия, обычно составляющие несколько сотен дней. Во время вспышки они обычно увеличивают свою яркость на 2–6 звездных величин. Эти звёзды также известны как переменные типа SS Cygni, по названию переменной звезды в созвездии Лебедя, которая демонстрирует одни из самых ярких и частых вспышек этого типа. Звёзды типа Z Camelopardalis, у которых иногда наблюдаются плато яркости, называемые «остановками», расположенные между максимумом и минимумом яркости. Звёзды типа SU Ursae Majoris, которые испытывают как частые небольшие вспышки, так и более редкие, но более мощные супервспышки. Эти двойные системы обычно имеют орбитальные периоды менее 2,5 часов.

Переменные DQ Herculis

Системы DQ Herculis — это взаимодействующие двойные системы, в которых звезда малой массы передает массу сильно намагниченному белому карлику. Период вращения белого карлика значительно меньше орбитального периода двойной системы и иногда может быть обнаружен как фотометрическая периодичность. Вокруг белого карлика обычно формируется аккреционный диск, но его внутренние области усекаются магнитным полем белого карлика. Попав в магнитное поле белого карлика, вещество из внутреннего диска движется вдоль силовых линий магнитного поля, пока не происходит аккреция. В экстремальных случаях магнетизм белого карлика препятствует формированию аккреционного диска.

AM переменные Геркулиса

В этих катаклизматических переменных магнитное поле белого карлика настолько сильно, что синхронизирует период вращения белого карлика с орбитальным периодом двойной системы. Вместо формирования аккреционного диска, поток аккреции направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика до тех пор, пока не достигнет поверхности белого карлика вблизи магнитного полюса. Циклотронное излучение, испускаемое из области аккреции, может вызывать колебания яркости в несколько звёздных величин.

Z Andromedae переменные

Эти симбиотические двойные системы состоят из красного гиганта и горячей голубой звезды, окружённой облаком газа и пыли. Они переживают вспышки, подобные новым, с амплитудой до 4 звездных величин. Прототипом этого класса является Z Андромеды.

AM CVn переменные

AM CVn переменные – это симбиотические двойные системы, в которых белый карлик аккрецирует богатый гелием материал от другого белого карлика, гелиевой звезды или звезды, сошедшей с главной последовательности. Они демонстрируют сложные изменения, а иногда и их отсутствие, с ультракороткими периодами.

Внешние переменные звезды

Существует две основные группы переменных звёзд: вращающиеся звёзды и затмевающие звёзды.

Ротационные переменные звезды

Звезды с крупными солнечными пятнами могут демонстрировать значительные изменения яркости по мере вращения, когда в поле зрения попадают более светлые участки поверхности. Яркие области также наблюдаются на магнитных полюсах магнитных звезд. Звезды эллипсоидальной формы также могут изменять свою яркость, представляя наблюдателю различные площади своей поверхности.

Эллипсоидная переменная

Это очень близкие двойные звёзды, компоненты которых не имеют сферической формы из-за взаимного приливного воздействия. По мере вращения звёзд изменяется видимая с Земли площадь их поверхности, что, в свою очередь, влияет на их яркость.

Звездные пятна

Поверхность звезды не является равномерно яркой, но имеет более темные и светлые области (как, например, солнечные пятна на Солнце). Яркость хромосферы звезды также может меняться. При вращении звезды мы наблюдаем изменения яркости в несколько десятых звездной величины.

Изменные FK Comae Berenices

[[Файл:FKComLightCurve.png|thumb|right|Кривые блеска для FK Коме Берёницы. Основной график показывает краткосрочную изменчивость, полученную из данных TESS;

BY Драконис переменные звезды

Звезды BY Draconis относятся к спектральным классам K или M и изменяют свою яркость не более чем на 0,5 звездных величин (что соответствует изменению светимости на 70%).

Переменные Alpha2 Canum Venaticorum

Переменные типа Альфа2 Гончих Псов (α2 CVn) — это звезды главной последовательности спектрального класса B8–A7, демонстрирующие колебания яркости от 0,01 до 0,1 звездной величины (от 1% до 10%) вследствие изменений в их магнитных полях.

Переменные SX Arietis

Звезды этого класса демонстрируют колебания яркости примерно на 0,1 звездную величину, вызванные изменениями в их магнитных полях вследствие высокой скорости вращения.

Оптически изменяемые пульсары

В видимом свете обнаружено немного пульсаров. Эти нейтронные звезды изменяют свою яркость при вращении. Из-за быстрого вращения изменения яркости происходят очень быстро – от миллисекунд до нескольких секунд. Первым и наиболее известным примером является пульсар в туманности Краб.

Затемняющие двойные системы

Внешние переменные звёзды демонстрируют изменения яркости, наблюдаемые с Земли, из-за внешних факторов. Наиболее частой причиной этого является наличие двойной звезды-компаньона, образующей вместе с ней двойную звёздную систему. При определённой ориентации одна звезда может затмевать другую, вызывая снижение яркости. Одним из самых известных затменных двойных звёзд является Альголь, или Бета Персея (β Per).

Изменные алгола

Переменные звёзды типа Алголя испытывают затмения с одним или двумя минимумами, разделёнными периодами почти постоянной яркости. Прототипом этого класса является Алгол в созвездии Персея.

Двойные Периодические переменные

Двойные периодические переменные демонстрируют циклический обмен массой, что приводит к предсказуемому изменению орбитального периода на протяжении очень длительного времени. Наиболее известный пример — V393 Scorpii.

Переменные Beta Lyrae

Переменные звезды типа Бета Лиры (β Lyr) — это чрезвычайно близкие двойные системы, названные в честь звезды Шелиак. Световые кривые этого класса затменных переменных постоянно меняются, что делает практически невозможным определение точного начала и конца каждого затмения.

W переменные Serpentis

W Serpentis является прототипом класса полуотделенных двойных систем, включающих гигант или сверхгигант, передающий вещество на массивную, более компактную звезду. Они характеризуются и отличаются от схожих систем β Лиры сильным ультрафиолетовым излучением от аккреционных горячих точек на диске вещества.

W Ursae Majoris переменные

Звезды в этой группе демонстрируют периоды менее суток. Звезды расположены настолько близко друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются.

Планетарные транзиты

Звезды с планетами могут также демонстрировать изменения яркости, если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти изменения значительно меньше, чем те, что наблюдаются у звездных компаньонов, и обнаруживаются только с помощью исключительно точных наблюдений. Примерами служат HD 209458 и GSC 02652 01324, а также все планеты и планеты-кандидаты, обнаруженные миссией "Кеплер".