Змі́нна зо́ря — зоря, у якої спостерігається зміна блиску з часом. Строго кажучи, блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється з часом. Але змінними називають лише ті зорі, у яких зміна блиску була надійно зафіксована на наявному рівні точності спостережень. При цьому під блиском розуміють блиск зорі за межами земної атмосфери, так що мерехтіння зір через турбулентність атмосфери не вважається змінністю.

Зміни блиску зір бувають як строго періодичними, так і нерегулярними. Вони описуються кривою блиску — залежністю видимої зоряної величини від часу. Зміни блиску можуть бути викликані пульсаціями зорі, затемненнями зір в подвійній системі, зоряними плямами, змінами прозорості зоряної атмосфери та іншими механізмами. Вибухи нових і наднових зір теж вважаються проявами змінності. Класифікація змінних зір включає багато класів й підкласів і в більшій мірі ґрунтується на спостережуваних особливостях кривих блиску, ніж на повному розумінні фізичних процесів, що викликають змінність. Кожна зоря може проявляти різні типи змінності на різних стадіях своєї еволюції.

Станом на 2022 рік Загальний каталог змінних зір містить понад 58 000 зір. Близько 11 000 змінних зір відкрито у найближчих галактиках, в тому числі понад 7 000 у Магелланових Хмарах та близько 1 200 — у Туманності Андромеди.

Історія дослідження

Філософські уявлення, що існували в давнину, припускали, що зорі за своєю природою є постійними об'єктами, тому цілеспрямований пошук змінних зір не проводився. При цьому були відомі нові зорі, які зненацька з'являлися на небі, а через деякий час зникали, але їх не розглядали нарівні зі звичайними зорями, а вважали «зорями-гостями», як і комети. До нових зір також відносили і наднові. Відомості про такі об'єкти містяться як у стародавніх китайських, індійських та японських хроніках, так і в деяких європейських джерелах — ймовірно, одну з нових зір спостерігав Гіппарх.

+ЗоряРікВідкривачТипo Кита 1596 Фабрицій Міриди 1600 Блау S Dor𝛽 Персея 1667 Алголі𝜂 Кіля 1677 Галлей S Dor 1686 Міриди 1704 Міриди 1782 Міридиμ Цефея 1782 Гершель Напівправ.𝛽 Ліри 1784 Гудрайк β Lyr𝛿 Цефея 1784 Гудрайк Цефеїди𝜂 Орла 1784 Піготт Цефеїди 1785 Гершель W UMa+Перші відкриті змінні зоріMárcio Catelan, Horace A. Smith, Pulsating Stars, Historical Overview

Першою відкритою змінною зорею, окрім нових та наднових, була Міра (o Кита). У 1596 Давид Фабрицій помітив цю зорю, коли вона мала другу зоряну величину, і виявив, що її блиск поступово знижується. Потім вона перестала бути доступною для спостережень, і Фабрицій перестав стежити за цією ділянкою неба, але в 1609 знову виявив зорю. Її також спостерігав Йоганн Байєр у 1603 році і дав їй позначення Омікрон Кіта, але Байєру не було відомо про її змінність. Відкриття цієї зорі викликало велике зацікавлення, і за нею закріпилася назва Міра (від  — дивовижна). У 1667 році Ісмаель Буйо виявив періодичність у змінах блиску Міри.

Розповсюдженою є думка, що середньовічним арабським астрономам було відомо про змінність Алголя (𝛽 Персея). Ця гіпотеза ґрунтується на тому, що назва зорі в перекладі з арабської означає «чудовисько», але дослідники вважають такі відомості непідтвердженими й пояснюють назву зорі лише її розташуванням у сузір'ї — на тлі чудовиська (Медузи — у грецькій міфології, гуля — в арабській традиції). Достовірно змінність цієї зорі виявив 1669 року.

Спочатку кількість відомих змінних зір зростала повільно. Так, у списку 1786 року, який склав Едвард Піготт, налічувалося 12 змінних, у списку Фрідріха Аргеландера 1844 року — 18, а в каталозі Едуарда Шенфельда 1875 року — 143 змінні зорі. Це число стало швидко зростати після поширення фотографії в астрономії приблизно з 1880-х років: до 1903 кількість відомих змінних зір досягла 1000, а до 1920 — 4000.

Велика кількість змінних зір була відкрита в Гарвардській обсерваторії, де Едвард Пікерінг відіграв важливу роль в організації спостережень, створив Американську асоціацію спостерігачів змінних зір та розробив схему класифікації змінних зір, яка вже мала деякі подібності до сучасної. 1908 року співробітниця Гарвардській обсерваторії Генрієтта Лівітт, дослідивши періоди 16 цефеїд у Малій Магеллановій Хмарі, відкрила залежність між їхніми періодами і світностями, що надалі дозволило використовувати цефеїди як «стандартні свічки» для вимірювання міжгалактичних відстаней.

Від 1918 року до закінчення Другої світової війни щорічним випуском каталогів змінних зір з ефемеридами займалося Німецьке астрономічне товариство. Після 1946 каталогізацією стали займатися радянські, а потім і російські астрономи в ДАІШ МДУ і в Інституту астрономії Російської академії наук. В 1948 Борис Кукаркін і Павло Паренаго опублікували перше видання Загального каталогу змінних зір, і відтоді каталог регулярно доповнюється новими об'єктами.

Одночасно розвивалось і розуміння природи змінних зір. Джон Гудрайк та Едуард Піготт у XVIII столітті вже припускали, що змінність Алголя викликана періодичними затемненнями яскравої зорі її тьмянішим супутником. Ідею про те, що пульсації зір можуть призводити до зміни їхнього блиску, вперше висунув 1873 року, а близько 1915 року Харлоу Шеплі спостережно підтвердив, що деякі зорі дійсно пульсують. У той же час Артур Еддінгтон розробляв теорію, яка могла б пояснити пульсації, а безпосередній механізм пульсацій цефеїд відкрив у 1950-х роках.

Визначення Спрощено можна вважати зорю змінною, якщо в неї з часом змінюється видима зоряна величина (блиск) без урахування причин цієї змінності. При цьому виключаються явища видимої змінності, пов'язані з атмосферою Землі: наприклад, мерехтіння зір або зміни прозорості атмосфери. Однак подібне визначення є занадто загальним: наприклад, всі зорі схильні до еволюції, але в абсолютній більшості випадків блиск змінюється занадто повільно, щоб зміни можна було помітити . Отже, визначення змінності необхідно певним чином обмежити.

По-перше, потрібно, щоб змінність можна було виявити з точністю, що досягається сучасними приладами спостереження. Це зокрема означає, що зорі, які вважалися постійними, можуть згодом стати змінними. Наприклад, на початку XX століття неможливо було виявити змінність з амплітудою менше 0,1 зоряної величини, і такі зорі вважалися постійними. Проте зараз відомо багато типів змінних, у яких амплітуда змін блиску не перевищує кількох сотих зоряної величини. Якщо зміни блиску спостерігалися лише в минулому, а в даний час перестали спостерігатися через те, що стали слабшими або взагалі припинилися, зоря все одно вважається змінною.

З цією вимогою пов'язано і те, що зміни блиску повинні проявлятися на невеликих проміжках часу. Наприклад, еволюція зір може призводити до великих змін блиску, але в абсолютній більшості випадків йде дуже повільно, і за всю історію спостережень із сучасною точністю не встигає достатньо проявитися. Лише в деяких випадках, наприклад, при спалахах наднових, еволюційні зміни виявляються спостережуваними. Також на початок XXI століття не виявлено змін блиску, пов'язаних зі зміною відстані до зорі, проте очікується, що з розвитком спостережної техніки та збільшенням часу спостережень така зміна теж буде виявлена.

Нарешті, змінними зорями прийнято вважати лише ті, у яких зміни блиску спостерігаються тільки в ультрафіолетовому, видимому або інфрачервоному діапазоні. Також у зорях іноді спостерігаються зміни у спектрі, які мають супроводжуватися фотометричною змінністю, оскільки методами фотометрії можна виділити окремі спектральні лінії. Тим не менш, зорю до змінних відносять тільки після того, як безпосередньо виявляють у неї фотометричну змінність.

Таким чином, змінними можна вважати ті зорі, у яких видимий блиск поза атмосферою в ультрафіолетовому, видимому або інфрачервоному діапазоні змінювався з такою амплітудою, щоб це було виявлено при досягнутій точності фотометричних спостережень за термін, в який проводилися спостереження відповідної точності. Хоч таке визначення й не затверджувалося Міжнародним астрономічним союзом, воно відповідає практиці складання каталогів змінних зір.

Основні відомості Змінність зір може бути викликана великою кількістю різних фізичних процесів. Характер змінності теж може бути різним: зміни блиску можуть бути як періодичними, так і нерегулярними, інтенсивність випромінювання може змінюватись як на мільйонні долі, так і в тисячі разів, а ці зміни можуть відбуватися як за долі секунди, так і за століття.

Змінність не є постійною властивістю зорі, а виникає і зникає на певних стадіях еволюції. Вивчення характеру змінності дозволяє визначати різні властивості зір, і якщо відома власна світність змінних певного типу, за спостереженням таких зір у зоряних системах можна визначати відстань до них, що робить деякі змінні гарними стандартними свічками.

Криві блиску Змінність зорі описується кривою блиску — функціональною залежністю видимої зоряної величини від часу, або, більш строго, часовим рядом відповідних спостережних даних. Кривою блиску також називають графічне представлення цих даних.

Зміни блиску можуть бути періодичними, і, наприклад, моменти максимуму або мінімуму можуть виражатися за формулою . Тут  — Період змінності,  — початкова епоха, тобто момент довільного максимуму (здебільшого для затемнюваних зір) або мінімуму (здебільшого для пульсуючих), а  — кількість повних періодів, що минули з моменту . Тоді можна говорити про фазу , де  — момент спостереження з максимумом чи мінімумом блиску, а фігурні дужки позначають дробову частину числа. Тобто фаза — це доля періоду, що минула між останнім екстремумом блиску й поточним моментом часу. Фаза змінюється від 0 до 1 і часто зручно розглядати криві блиску, як залежності не від часу, а від фази.

Деяке розсіювання точок на кривій блиску може бути спричинене не тільки похибки вимірювань, але й неточністю у визначенні періоду чи варіацією періоду з часом. Якщо період зміни блиску приблизно відомий, то для його уточнення можна побудувати діаграму O-C: вона відображає різницю моменту максимуму блиску, що спостерігається (, від ) та обчисленого за формулою (, від ) залежно від . Наприклад, якщо і визначені правильно та не змінюється, то спостережуваний і обчислюваний момент завжди збігатимуться, і завжди дорівнюватиме нулю. А якщо визначено неправильно, то зростатиме або спадатиме лінійно, на величину помилки з кожним максимумом. Якщо ж, наприклад, період змін блиску рівномірно зростає, то точки на діаграмі утворюватимуть параболу: з кожним максимумом буде збільшуватися на все більшу величину.

Вивчення Офіційною каталогізацією та класифікацією змінних зір займається Загальний каталог змінних зір. Змінну зорю додають до цього каталогу лише після того, як її змінність була підтверджена. Також існують спеціальні каталоги для зір, змінність яких ще не підтверджена та перебуває під питанням. Усього відомі сотні тисяч зір Чумацького Шляху, змінність яких встановлена чи хоча б підозрюється, і ще десятки тисяч — в інших галактиках. До змінних зір відноситься й Сонце.

Вивчення змінних зір — одна з областей астрономії, в яку внесок можуть зробити астрономи-аматори: зокрема, вони нерідко відкривають нові змінні. Це пов'язано з тим, що через велику кількість змінних зір професіонали не можуть відстежувати їх усі, а деякі зі змінних змінюють свій блиск непередбачувано або тривалість їхніх змін дуже велика, що унеможливлює їхнє дослідження в рамках однієї спостережної програми. Часто астрономи-аматори координують свої спостереження один з одним. Одна з найбільш відомих подібних груп — Американська асоціація спостерігачів змінних зір.

Позначення