Redigerer Variabel stjerne

'''Variable stjerner''' eller '''variabler''' er [[stjerne]]r hvis lysstyrke varierer over tid. Variabiliteten har ingen entydig årsak, men det finnes flere ulike tilstander som kan forårsake lysvariasjoner blant stjerner. Variasjonene har et bredt spekter både hva gjelder [[amplitude]] og [[periode]]. Variasjonene kan også være regelmessige, halvregelmessige eller uregelmessige. [[Solen]]s energiutstråling varierer for eksempel med 0,1 %<ref>{{citation |title=Solar Constant |url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant |publisher=PMOD/WRC |url-status=dead |archiveurl=https://www.webcitation.org/618JfjgmL?url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |archivedate=2011-08-22 |tittel=Arkivert kopi |besøksdato=2012-05-02 |arkivurl=https://www.webcitation.org/618JfjgmL?url=http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi%2Fcomposite%2FSolarConstant |arkivdato=2011-08-22 |url-status=død }}</ref> i løpet av den 11-årige [[solflekksyklusen]], noe som tilsvarer en endring i lysstyrken på en tusendels [[absolutt størrelsesklasse|størrelsesklasse]].

De mest ekstreme variable stjernene er [[supernova]]er som kan øke lysstyrken med 20&nbsp;størrelsesklasser<ref name=Percy>{{Kilde bok|forfatter=Percy, John R.|tittel=Understanding variable stars|utgivelsesår=2007|forlag=Cambridge University Press|utgivelsessted=Cambridge|språk=engelsk|isbn=978-0-521-23253-1|id=Libris: 10463621}}</ref> noe som tilsvarer en økning i lysstyrken på 100&nbsp;millioner ganger. Dette innebærer at en supernova alene kan lyse like sterkt som en [[galakse]]. Det voldsomme supernovautbruddet innebærer også slutten for stjernen og kan derfor bare oppstå én gang i en stjernes liv. De fleste andre typer variabiliteter er derimot periodisk gjentagende, enten med et regelmessig eller uregelmessig tidsintervall.

Ut ifra variabilitetens årsak eller stjernens oppførsel klassifiseres de variable stjernene i flere ulike typer. Noen av de viktigste hovedgruppene er: 
*[[Variabel stjerne#Pulserende variabler|Pulserende variabler]]: Stjerner som varierer på grunn av større bølgebevegelser i stjerner, for eksempel at radien øker og minsker. Pulseringene kan være regelmessige eller av halvregelmessig karakter.
*[[Variabel stjerne#Eruptive variabler|Eruptive variabler]]: Stjerner som uregelmessig får voldsomme og plutselige energiutbrudd og raskt kan endre sin lysstyrke. Enda voldsommere er stjernene i undergruppen [[Kataklysmisk variabel|kataklysmiske]] eller eksplosive variabler.
*[[Variabel stjerne#Roterende variabler|Roterende variabler]]: Stjerner hvis ytre har usymmetrisk lysstyrke og der lysstyrken derfor varierer i takt med stjernens rotasjon. Det finnes også en type som heter ellipsoidiske variabler hvor stjernen inngår i en tett [[dobbeltstjerne]] og derfor har blitt noe ellipsoidisk. Lysstyrken varierer da i takt med stjerneparets omløp.
*[[Variabel stjerne#Formørkelsesvariabel|Formørkelsesvariabler]]: [[Dobbeltstjerne|Dobbeltstjernesystem]] hvor stjernene har en slik bane at de i siktlinje fra jorden passerer foran og formørker hverandre.

Innenfor hver hovedgruppe finnes det også flere ulike undergrupper.

En annen oppdeling er [[fysisk variabel|fysiske]] og [[optisk variabel|optiske variabler]]. Fysiske er stjerner som endrer sin lysstyrke på grunn av indre prosesser i stjernen (pulserende, eruptive). Optiske er stjerner som bare skinnbart på grunn av geometriske effekter ser ut til å variere (roterende og formørkelsesvariabler). Denne oppdelingen er imidlertid problematisk da variabiliteten hos for eksempel rotasjon- og formørkelsesvariablene kan ha både optiske og fysiske årsaker.

== Historikk ==
De tidligst dokumenterte stjernene vi kjenner til er [[nova (stjerne)|novaer]] og [[supernova]]er. Eldre kinesiske, japanske og koreanske kilder har notert forekosten av ca. 80 «nye stjerner» frem til år 1600.<ref name=Percy /> Av disse antas åtte å ha vært supernovaer og resten vanlige novaer. Blant annet var den svenske astronomen [[Knut Lundmark]] delaktig i å identifisere [[Krabbetåken]] som en [[supernovarest]] som ble sett av kinesiske og japanske astronomer i år 1054.<ref>Knut Lundmark, [http://adsabs.harvard.edu/abs/1921PASP...33..225L "Suspected new stars recorded in old chronicles and among recent meridian observations"], i ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', vol. 33 (1921).</ref><ref name=Cambridge>{{Kilde bok|redaktør=Fabian Andrew, Greenberg Mayo|tittel=Astronomi: det internationella standardverket om universum|utgave=2|utgivelsesår=1979|forlag=Bonnier|utgivelsessted=Stockholm|språk=svensk|isbn=91-0-042910-4|id=Libris: 7145661|kapittel=kapitel 4-5}}</ref>

I november 1572 oppdaget [[Wolfgang Schuler]] en ny stjerne i stjernebildet [[Cassiopeia]]. [[Tycho Brahe]] studerte den nye stjernens lysstyrke og utførte nøye målinger av posisjonene. I 1573 publiserte han ''De Nova Stella'' som omhandlet sine observasjoner av den nye stjernen<ref>{{Kilde bok|forfatter=Jönsson, Åke|tittel=Tycho Brahe: världsmedborgaren från Ven|utgivelsesår=2004|forlag=Historiska media|utgivelsessted=Lund|språk=svensk|isbn=91-85057-02-9|id=Libris: 9421647|side=19}}.</ref> I oktober 1604 oppdaget [[Johannes Kepler]] (og uavhengig av ham [[David Fabricius]]) en annen ny stjerne i stjernebildet [[Slangebæreren]]. Begge disse stjernene var supernovaer i vår egen galakse [[Melkeveien]]. Den fra 1604 er også den siste kjente supernovaen som synes i Melkeveien.

[[Algol (stjerne)|Beta Persei]] (Algol) ble i 1669 oppdaget å være en variabel av [[Geminiano Montanari]] og 1782–1783 gjorde [[John Goodricke]] en nøyaktig måling av dens periode og var den første som foreslo en korrekt forklaring på variabiliteten, at stjernen er hva vi nå kaller en formørkelsesvariabel.<ref>{{Kilde www |url=http://spider.seds.org/spider/Vars/betaPer.html|tittel=Algol, Beta Persei, 26 Persei|besøksdato=2012-05-15|utgiver=Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)|forfatter=Frommert, Hartmut}}</ref>

I 1600 oppdaget [[Willem Janszoon Blaeu]] [[P Cygni]], en stjerne som først ble antatt å være en nova, men som nå klassifiseres [[S Doradus]]-stjerne.<ref>{{Kilde www |url=http://spider.seds.org/spider/Vars/pCyg.html|tittel=P Cygni|besøksdato=2012-05-15|utgiver=Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)|forfatter=Frommert, Hartmut}}</ref> I 1670 ble en ny nova oppdaget av [[Anthelm]] i stjernebildet [[Reven]]. Den stjernen har nå fått betegnelsen [[CK Vulpeculae]]. I 1686 oppdaget [[Gottfried Kirch]] at [[Chi Cygni]] var en variabel.

På 1700-tallet ble så [[R Hydrae]] oppdaget av i 1702 av [[Giacomo Filippo Maraldi|Giacomo Maraldi]]; [[R Leonis]] i 1782 av [[Julius August Koch]]; [[Beta Lyrae]] og [[Delta Cephei]] i 1784 av John Goodricke; [[Eta Aquilae]] i 1784, [[R Coronae Borealis]] og [[R Scuti]] i 1795 av [[Edward Pigott]]; [[Alfa Herculis]] i 1795 av [[William Herschel]].

På 1800-tallet ble det oppdaget en rekke nye variabler, og i en katalog satt sammen av George F. Chambers i 1865.<ref>{{Kilde www|url=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1865AN.....63..117C|tittel=A Catalogue of Variable Stars|besøksdato=2012-05-15|utgiver=Astronomische Nachrichten, volume 63|utgivelsesår=1865|forfatter=Chambers, George F.}}</ref> listes 123 variabler hvorav 23 ble oppdaget av [[John Russell Hind]] og 16 av [[Friedrich Wilhelm August Argelander|Friedrich Argelander]] med kolleger ved [[Bonn]]s observatorium. Takten økte siden enda mer, spesielt siden den fotografiske teknikken ble tatt i bruk på begynnelsen av 1900-tallet. I 1907 var antallet kjente variabler {{formatnum:3748}} hvorav {{formatnum:1791}} stykker i de [[magellanske skyer]]. Hoveddelen av disse, {{formatnum:2909}}&nbsp;stk., hadde blitt oppdaget ved [[Harvard University|Harvard College Observatory]].<ref>{{Kilde www |url=http://articles.adsabs.harvard.edu//full/1907AnHar..55....1C|tittel=Second catalogue of variable stars|besøksdato=2012-05-15|utgiver=Annals of Harvard College Observatory, vol. 55, pp.1-94|utgivelsesår=1907|forfatter=Cannon, Annie J.}}</ref>

[[Sternberginstittutet]] ved Moskvas universitet har sammen med [[det russiske vitenskapsakademi]] ansvaret for å opprettholde den moderne hovedkatalogen over variable stjerner, [[General Catalogue of Variable Stars]], ovenfor [[Den internasjonale astronomiske union]]. Det fjerde opplaget, GCVS4, ble oppdatert i 2008 og lister drøyt {{formatnum:41000}} kjente variable stjerner i vår galakse sammen med nesten {{formatnum:15000}} mistenkte variabler og drøyt {{formatnum:10000}} variabler i andre galakser.<ref>[http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/intro.htm GCVS What's new]</ref>

== Referanser ==
<references/>

== Eksterne lenker ==
* [http://www.konkoly.hu/IAUC27 IAU Commission 27, Variable stars] {{Wayback|url=http://www.konkoly.hu/IAUC27 |date=20160123174204 }}
* [http://www.konkoly.hu/IAUC42 IAU Commission 42, Close binary stars] {{Wayback|url=http://www.konkoly.hu/IAUC42 |date=20170308224208 }}
* [http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/index.htm General Catalogue of Variable Stars, 4th ed, (Kholopov et al 1985-2008), Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia]
* [http://www.aavso.org The American Association of Variable Star Observers]
* [http://www.britastro.org/vss The British Astronomical Association, Variable Star Section]
* [https://web.archive.org/web/20120423144814/http://cdsarc.u-strasbg.fr/afoev/ Association Francaise des Observateurs d'Etoile Variables]

{{Portal|Astronomi}}
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Stjernetyper]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]