Переме́нная звезда́ — любая звезда, у которой обнаружено изменение видимого блеска со временем. Более строго — 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 фотометрических наблюдений, за срок, в который производились наблюдения соответствующей точности.
Диагра́мма Герцшпру́нга — Ра́ссела — диаграмма рассеяния, используемая в астрономии, которая представляет зависимость между абсолютной звёздной величиной и спектральным классом для звёзд, либо между другими величинами, которые тесно связаны с этими параметрами. В любом случае, в верхней части диаграммы оказываются яркие звёзды, а в нижней части — тусклые; в левой части — горячие звёзды голубого цвета, в правой — холодные и красные. В качестве синонимов основному термину также используются понятия «диаграмма спектр — светимость», «диаграмма светимость — эффективная температура» и другие, хотя, более строго, различные названия относятся к определённым вариантам диаграммы.
Спектральная классификация звёзд — классификация звёзд по особенностям их спектров. Спектры звёзд сильно различаются, хотя в большинстве своём являются непрерывными с линиями поглощения. Современная спектральная классификация является двухпараметрической: вид спектра, зависящий в первую очередь от температуры, описывается спектральным классом, а светимость звезды описывается классом светимости. Также классификация может учитывать дополнительные особенности спектра.
Полуправильные переменные звёзды — долгопериодические пульсирующие переменные звёзды с заметной периодичностью и значительными неправильностями в изменениях блеска. Эти звёзды — гиганты или сверхгиганты промежуточного и позднего спектрального типа, показывающие значительную периодичность их яркостных изменений, сопровождаемых или иногда прерываемых различными нарушениями. Периоды изменений их блеска лежат в диапазоне от 20 до 2000 и более дней, в то время как формы кривых блеска могут быть различными и даже переменными с каждым циклом. Амплитуды кривой блеска могут составлять от нескольких сотых до нескольких величин.
Переменная звезда типа α² Гончих Псов — тип вращающихся переменных звёзд. Это звёзды главной последовательности спектральных классов B8p-A7p. Они обладают сильными магнитными полями, их атмосферы химически-пекулярны — в спектрах присутствуют аномально усиленные линии кремния, стронция, хрома и редкоземельных элементов. Интенсивности спектральных линий подобных звёзд меняются вместе с напряжённостью магнитного поля. Периодичность этих изменений совпадает как с периодом вращения звезды, так и с периодом изменения блеска, лежащим в пределах от 0,5 до 160 дней. Амплитуды изменения блеска составляют от 0,01 до 0,1 звёздной величины.
Переменные звезды типа β (бета) Лиры (EB) являются одним из подтипов класса двойных звёзд. Общий блеск двух звёзд является переменным, поскольку они обращаются вокруг общего центра масс в близкой к лучу зрения земного наблюдателя плоскости.
Асимптоти́ческая ветвь гига́нтов — поздняя стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Звёзды на эволюционном этапе асимптотической ветви гигантов имеют низкие температуры и большие размеры и светимости. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела такие звёзды занимают определённую область, также называемую асимптотической ветвью гигантов. Они часто переменны, и у них наблюдается сильный звёздный ветер.
Переменные типа RR Лиры — класс пульсирующих переменных звёзд, прототипом которого стала звезда RR Лиры. Такие звёзды довольно старые и маломассивные, и встречаются в основном в шаровых скоплениях. Светимости всех звёзд типа RR Лиры практически одинаковы, поэтому они используются как стандартные свечи.
Медленные неправильные переменные — переменные звезды, изменения блеска которых лишены каких-либо признаков периодичности или же периодичность выражена слабо, наступая лишь временами. Отнесение переменных к этому типу, зачастую обусловлено лишь недостаточной изученностью этих объектов. Многие из них могут оказаться полуправильными переменными или переменными других типов.
Орионовы переменные — разновидность неправильных переменных звёзд, связанных со светлыми и тёмными диффузными туманностями или наблюдаемых в районах таких туманностей. У некоторых из них может наблюдаться цикличность изменений блеска, связываемая с осевым вращением. Вариации яркости могут достигать нескольких звёздных величин. На диаграмме спектр-светимость расположены в районе главной последовательности и в области субгигантов. Это молодые звёзды — их возраст не превышает нескольких миллионов лет. После выхода на главную последовательность они теряют переменность или становятся регулярными переменными. Делятся на следующие подтипы:
- INA — орионовы переменные ранних спектральных типов.
- INB — орионовы переменные средних и поздних спектральных типов.
- Орионовы переменные типа Т Тельца. Относятся к этому типу на основании следующих признаков. Спектральные классы заключены в пределах Fe-Me. Спектр наиболее типичных звёзд напоминает спектр солнечной хромосферы. Специфическим признаком типа является наличие флюоресцентных эмиссионных линий Fe1 4046, 4132, эмиссионных линий SII и OI, а также линии поглощения LiI 6707. Эти переменные наблюдаются обычно только в диффузных туманностях.
- Фуоры — орионовы переменные типа FU Ориона. Характеризуются продолжающимся несколько месяцев возрастанием блеска примерно на 5-6m, после чего наступает относительное постоянство блеска. В максимуме блеск сохраняется иногда на протяжении десятилетий, иногда наблюдается медленное ослабление его на 1-2m. Спектральные классы в максимуме блеска заключены в пределах Aea-Gpea. После вспышки наблюдается постепенное развитие эмиссий в спектре, который становится более поздним. Может быть, эти переменные характеризуют один из этапов эволюции орионовых переменных типа Т Тельца (INT), так как одна из таких переменных показала подобную вспышку, но ослабление её блеска началось сразу же после достижения максимума. Все известные в настоящее время переменные типа FU Ori связаны с отражательными кометообразными туманностями.
- В случаях, когда наблюдаются очень резкие изменения блеска, к обозначению типа звёзд добавляется буква S (INS).
- В спектрах некоторых орионовых переменных наблюдаются тёмные компоненты с длинноволновой стороны эмиссионных линий, что свидетельствует о падении вещества на поверхность звезды. В классификации ОКПЗ они обозначаются IN(YY).
Переменные типа PV Телескопа, (PVTEL). Гелиевые сверхгиганты спектрального класса Bp, характеризующиеся слабыми линиями водорода, усиленными линиями гелия и углерода, пульсирующие с периодами от 0,1 до 1 дня или меняющие блеск с амплитудой около 0,1m на протяжении интервалов времени порядка года.
Переменные типа RV Тельца — это пульсирующие желтые сверхгиганты высокой светимости спектрального класса F или G в максимуме блеска и спектрального типа K или M минимуме. По продолжительности их периодов они занимают промежуточное положение между классическими цефеидами и миридами. Их периоды заключены в пределах от 30 до 150 суток. Среди них есть две звезды достаточно яркие, чтобы их можно было наблюдать в бинокль: АС Геркулеса и R Щита.
Переменные типа R Северной короны — эруптивные переменные звёзды, которые изменяют светимость в двух режимах: пульсации низкой амплитуды, и нерегулярные непредсказуемые внезапные падения блеска на 1—9m от среднего значения. Переменность прототипа — звезды R Северной Короны — была обнаружена английским астрономом-любителем Эдвардом Пиготтом в 1795 году, когда он первым зарегистрировал загадочное падение блеска звезды. С тех пор было открыто около 30 переменных типа R Северной короны, что делает этот класс звезд очень редким.
Физика звёзд — раздел астрофизики, изучающий физическую сторону звёзд. Понимание процессов рождения и смерти звёзд требует приложения почти всех подразделов современной физики.
R Щита — жёлтый сверхгигант, пульсирующая переменная типа RV Тельца в созвездии Щита.
Субкарлик спектрального класса B — вид звёзд-субкарликов, принадлежащих спектральному классу B. Они отличаются от обычных субкарликов, поскольку они ярче и горячее. Такие звёзды находятся на экстремальной горизонтальной ветви диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Массы таких объектов составляют около 0,5 массы Солнца, в составе присутствует только около 1 % водорода, остальное приходится на гелий. Радиусы субкарликов спектрального класса B лежат в интервале от 0,15 до 0,25 радиусов Солнца, температуры составляют от 20 000 до 40 000 K.
Долгопериодические переменные (ДПП) англ. Long-period variable star — различные группы холодных пульсирующих переменных звёзд. В англоязычной литературе часто сокращается до LPV.
Звёзды спектрального класса A имеют температуры поверхности от 7400 до 10000 K и белый цвет. Наиболее выражены в спектрах этих звёзд линии водорода, к поздним подклассам также усиливаются линии ионизованного кальция и нейтральных металлов.
Звёзды спектрального класса F имеют температуры поверхности от 6000 до 7400 K и жёлто-белый цвет. В спектрах этих звёзд сильны линии различных металлов, в том числе кальция, которые становятся сильнее к поздним подклассам, а также линии водорода, которые к поздним подклассам ослабевают. С физической точки зрения класс F довольно разнороден и включает в себя различные звёзды населения I и населения II.
Пульсирующие переменные — класс переменных звёзд, которые меняют свою светимость из-за поочерёдного расширения и сжатия внешних слоёв и изменения их температуры.
