Veranderlijke sterren of variabele sterren zijn sterren waarvan de helderheid aan variaties onderhevig is. Veranderlijke sterren worden globaal verdeeld in twee groepen: intrinsieke veranderlijken, dat wil zeggen sterren waarvan de helderheid werkelijk verandert, bijvoorbeeld doordat de ster periodiek opzwelt en weer inkrimpt; en bedekkings- en rotatieveranderlijken, waarbij de verandering in helderheid een perspectivisch effect is.
Ontdekkingsgeschiedenis De eerste keer dat veranderlijke sterren werden ontdekt, was in 185 toen SN 185 aan de hemel verscheen. In 1596 ontdekte David Fabricius dat de ster omicron Ceti periodiek onzichtbaar was. Deze ster kreeg daarom de naam Mira ("Wonderbaarlijke"). Deze ontdekkingen lieten zien dat de sterrenhemel niet eeuwig onveranderlijk was, zoals de klassieke filosofen hadden geleerd. De ontdekking van veranderlijke sterren was daardoor onderdeel van een "revolutie in de sterrenkunde".
In 1786 waren er twaalf veranderlijke sterren bekend, waaronder de eerste bedekkingsveranderlijke, Algol, ontdekt door Geminiano Montanari in 1669; John Goodricke gaf in 1784 de juiste verklaring voor de veranderlijkheid van deze ster. Sinds 1850 is het aantal explosief toegenomen, vooral na 1890 toen veranderlijke sterren fotografisch konden worden opgespoord. De General Catalogue of Variable Stars uit 2015 vermeldt meer dan 50.000 veranderlijke sterren in het melkwegstelsel, 10.000 in andere sterrenstelsels, en daarnaast nog ruim 10.000 'verdachte' sterren.
Soorten veranderlijkheid Variatie in helderheid is de opvallendste eigenschap van veranderlijke sterren, maar daarnaast treden vaak ook andere veranderingen op, met name in het spectrum. Door lichtkromme en spectrum met elkaar te combineren, kunnen astronomen verklaren waardoor een bepaalde ster veranderlijk is.
Waarnemingen Waarnemers van veranderlijke sterren, met name de intrinsiek veranderlijke, zijn veelal amateur-astronomen. Zij vergelijken de helderheid van de ster met andere sterren die in hetzelfde veld in een telescoop te zien zijn en waarvan de helderheid bekend is. Deze helderheidsschattingen worden dan in een grafiek ingetekend waardoor een lichtcurve ontstaat die het helderheidsverloop van de ster weergeeft. Met elektronische apparatuur zijn door middel van fotometrie veel nauwkeuriger metingen mogelijk, tot op duizendsten van een magnitude.
Uit de lichtkromme is af te leiden: zijn de schommelingen periodiek, halfregelmatig, onregelmatig of eenmalig? wat is de periode van de helderheidsschommelingen? wat is de vorm van de helderheidsschommelingen (al dan niet symmetrisch, hoekig of vloeiend, een of meer minima per cyclus enz.)?
Uit het spectrum is af te leiden: om wat voor een ster gaat het: temperatuur, lichtkracht (dwergster, reus, superreus enz.)? gaat het om een enkele ster of om een dubbelster? (Bij een dubbelster kunnen in het spectrum elementen van zowel de ene als de andere ster zichtbaar zijn) verandert het spectrum in de loop van de tijd? (bijvoorbeeld doordat de ster periodiek heter en weer koeler wordt) de helderheidsveranderingen van de ster kunnen sterk verschillen per gedeelte van het spectrum (bijvoorbeeld grote schommelingen in zichtbaar licht maar bijna geen schommelingen in het infrarood) verschuivingen van spectraallijnen wijzen op bewegingen (bijvoorbeeld het periodiek opzwellen en inkrimpen van de ster, rotatie, een uitzettende gasschil) (dopplereffect) ook sterke magneetvelden op de ster verraden zich in het spectrum. ongewone emissie- of absorptielijnen kunnen wijzen op een hete steratmosfeer of gaswolken rondom de ster.
Incidenteel is het ook mogelijk direct afbeeldingen van de sterschijf te maken. Daarop kan bijvoorbeeld zichtbaar zijn dat op het steroppervlak donkere vlekken voorkomen.
Interpretatie van de waarnemingen Door combinatie van lichtkromme en veranderingen in het spectrum is vaak al te ontdekken welke uiterlijke veranderingen er bij een veranderlijke ster optreden. Zo verraadt een pulserende ster zich in zijn spectrum doordat het oppervlak periodiek van ons af en naar ons toe beweegt, in hetzelfde tempo als de helderheidsschommelingen.
Ongeveer twee derde van alle veranderlijke sterren blijkt te pulseren. In het Hertzsprung-Russelldiagram liggen de meeste pulserende variabelen in de zogenaamde instabiliteitsstrip. De astronoom Arthur Stanley Eddington heeft rond 1930 als eerste een verklaring hiervoor gegeven: hij liet zien dat de wiskundige vergelijkingen die het inwendige van een ster beschrijven, kunnen leiden tot instabiliteiten waardoor een ster gaat pulseren. De meest voorkomende vorm van instabiliteit hangt samen met wisselingen in de mate van ionisatie van de buitenste (convectie)lagen van de ster.
Stel, de ster is bezig op te zwellen. De buitenste lagen zetten dan uit en koelen af. Door die lagere temperatuur vermindert de ionisatiegraad. Daardoor wordt het gas doorzichtiger. De ster kan dan sneller zijn energie uitstralen en gaat weer inkrimpen. Daarbij wordt het gas weer samengedrukt, het wordt daarbij verhit en de mate van ionisatie neemt weer toe. Het gas wordt dan weer minder doorzichtig, het laat minder straling door, de straling blijft in het gas "hangen", dat daardoor nog verder opwarmt, en weer gaat uitzetten. Zo blijft een cyclus van inkrimpen en uitzetten in stand.
Van cepheïden is bekend dat de pulsaties worden aangedreven door schommelingen in de ionisatiegraad van helium (He+ → He++ → He+).
Naamgeving Veranderlijke sterren die makkelijk met het blote oog te zien zijn hebben vaak traditionele namen gekregen, zoals Algol en Mira. Andere hebben Bayer-aanduidingen zoals β Cephei. Verreweg de meeste veranderlijke sterren volgen echter het systeem dat werd ontwikkeld door Friedrich Wilhelm Argelander waarbij de eerste veranderlijke ster in een sterrenbeeld de aanduiding R krijgt gevolgd door de genitief van de Latijnse naam van het sterrenbeeld. De eerste veranderlijke ster in de Boogschutter heet zo R Sagittarii. Hierna worden de letters S tot en met Z gebruikt. Daarna begint men bij RR en gaat het systeem via RZ, SS...SZ, enzovoorts, door tot ZZ. Indien er meer veranderlijken in het sterrenbeeld worden ontdekt, worden ze in dit systeem aangeduid met AA t/m QZ (De letter J wordt niet gebruikt). Hierdoor kunnen 334 veranderlijken in een gegeven sterrenbeeld worden benoemd. De volgende ontdekte veranderlijken worden naar Albertus Antonie Nijland aangeduid met V335, V336 enzovoorts, bijvoorbeeld V335 Sagittarii.
Indeling Er zijn twee hoofdgroepen van veranderlijke sterren:
Intrinsiek veranderlijke sterren: sterren waarvan de variabiliteit veroorzaakt wordt door fysische factoren. Deze groep wordt onderverdeeld in drie subgroepen. Pulserende veranderlijken, waarbij de ster met regelmaat inkrimpt of juist weer uitdijt. Eruptieve veranderlijken, waarbij er uitbarstingen plaatsvinden op de ster. Cataclysmische veranderlijken, sterren die onverwachts veel in helderheid toenemen zoals novae en supernovae. Bedekkings- en rotatieveranderlijke sterren: sterren waarbij de variaties worden veroorzaakt door de rotatie van de ster of onderlinge bedekkingen van de componenten van dubbelsterren. Hieronder vallen twee subgroepen. Bedekkingsveranderlijken, de variabiliteit treedt op doordat twee sterren om elkaar heendraaien en elkaar (gedeeltelijk) bedekken. Rotatieveranderlijken, deze sterren hebben een onregelmatigheid op hun oppervlak waardoor de lichtsterkte enigszins varieert in het tempo van de rotatie. De onregelmatigheid kan het gevolg zijn van extreme zonnevlekken, magneetvelden, of een duidelijk niet-sferische vorm van de ster.
Deze subgroepen bestaan weer uit verschillende typen veranderlijke sterren die gewoonlijk vernoemd worden naar de eerst ontdekte ster in die groep. Zo worden langperiodieke veranderlijken wel Mira-sterren genoemd en dwergnovae aangeduid als U Geminorum-sterren.
Van de met het blote oog zichtbare sterren is ongeveer 3% veranderlijk.
Intrinsiek veranderlijke sterren thumb|De positie van verschillende soorten intrinsiek veranderlijke sterren in het Hertzsprung-Russelldiagram Pulserende veranderlijken De meeste pulserende sterren zwellen periodiek op en krimpen weer in. De twee belangrijkste soorten zijn: de cepheïden en cepheïdeachtigen, die met korte periodes (dagen tot maanden) zeer regelmatig van helderheid veranderen, en de langperiodieke veranderlijken, waarvan de periode langer is, in de orde van een jaar, en waarbij de regelmaat veel minder groot is. Een klein aantal sterren pulseert niet-radieel: het volume blijft gelijk, maar de vorm van de ster schommelt.
Cepheïden en cepheïdeachtige sterren Deze groep omvat verschillende soorten pulserende sterren die met grote regelmaat uitzetten en inkrimpen. In de regel geldt er per soort een vast verband tussen de periode en de absolute helderheid, en ook is er een verband tussen de periode en de gemiddelde dichtheid van de ster. Het zijn gele tot rode sterren (spectra van A tot M).
Delta Cephei-sterren thumb|lichtkromme van delta Cephei De δ (delta) Cephei sterren, meestal gewoon (klassieke) Cepheïden (DCEP of CEP) genoemd naar het prototype in het sterrenbeeld Cepheus zijn een van de belangrijkste veranderlijke sterren. Zij variëren met een amplitude van 0,1 tot 2 magnituden en een periode (1-100 dagen) die zeer nauw samenhangt met de lichtkracht van de ster. Hun spectraalklasse varieert tussen G-K in het minimum tot F in het maximum. Omdat er een nauwkeurig bekend verband is tussen periode en lichtkracht van deze groep sterren zijn zij belangrijk bij het bepalen van afstanden in het heelal. Een Cepheïde in een sterrenstelsel waarvan de periode bepaald is, helpt zo de afstand tot het sterrenstelsel bepalen. Zij worden dan ook wel standard candles (standaardkaarsen) genoemd.
W Virginis-sterren thumb|Lichtkromme van de W Virginis veranderlijke Kappa Pavonis Sterren van het type W Virginis (CW) zijn vergelijkbaar met Cepheïden maar komen alleen voor in de halo's van sterrenstelsels en in bolvormige sterrenhopen. Ze zijn dus ouder dan de klassieke cepheïden. Er is hier ook een bekende samenhang tussen periode (0,8-35 dagen) en lichtkracht. De amplitude bedraagt 0,3 tot 1,2 magnitude.
RR Lyrae-sterren thumb|lichtkromme van RR Lyrae RR Lyrae-sterren (RR) zijn vergelijkbaar met cepheïden, maar minder lichtkrachtig. Het zijn oudere sterren die vaak in bolvormige sterrenhopen worden gevonden en daarom wel clustervariabele worden genoemd. Net als bij de klassieke cepheïden is voor de RR Lyrae-sterren het verband tussen periode en lichtkracht goed bekend en daardoor zijn zij nuttig om afstanden te bepalen in het heelal. De periode van deze groep sterren ligt tussen enkele uren en meer dan een dag terwijl de amplitude varieert van 0,2 tot 2 magnituden. Hun helderheid is het grootst wanneer hun diameter het grootst is. RR Lyrae-sterren zijn gewoonlijk van spectraalklasse A.
Delta Scuti-sterren thumb|de lichtkromme van een Delta Scuti-veranderlijke De δ (delta) Scuti-sterren, vroeger wel dwerg-cepheïden genoemd, is vergelijkbaar met de klassieke cepheïden maar veel lichtzwakker. δ Scuti-sterren (DSCT) vertonen amplitudes van 0,003 tot 0,9 magnitude en periodes van 0,01 tot 0,2 dag. De spectraalklasse van deze sterren ligt tussen A0 en F5. In open sterrenhopen komt vaker een subtype van δ Scuti-sterren voor met een kleinere amplitude, aangeduid met de code DSCTC.
SX Phoenicis-sterren thumb|Lichtkromme van SX Phe SX Phoenicis-veranderlijken (SXPHE) zijn oude sterren die lijken op de δ Scuti-veranderlijken. Ze variëren met een periode van 1 à 2 uur en een amplitude van zo'n 0,7 magnitude. Sommige sterren in deze groep vertonen verschillende periodes door elkaar heen. Hun spectraalklasse loopt uiteen van A2 tot F5 en men vindt ze vooral in bolvormige sterrenhopen.
Veranderlijken met 'vroege' spectra (O en B) Blauwwitte sterren, vaak reuzen, met kleine lichtvariaties en korte perioden.
Beta Cephei-sterren