Prva promjenjiva zvijezde otkrivena je još 1595., kada je astronom amater po imenu David Fabricius primjetio za zvijezda Omicron Ceti mijenja svoj sjaj toliko da se nekad može vidjeti golim okom, a zatim nestaje iz podrucja vidljivosti. Zbog toga su je u 17. stoljecu prozvali Mira (čudesna). Danas znamo da ona pripada tzv. promjenjivim zvijezdama i to posebnom dugoperiodnom tipu - miridama. Te su zvijezde relativno hladni crveni divovi cija maksimalna magnituda može doseci stotinu puta veci sjaj od minimalne. Njihovi periodi iznose mnogo mjeseci, pa i par godina. Kao svi crveni divovi, miride se nalaze u lijevom gornjem kutu H-R dijagrama, a luminoziteti im variraju izmedu 10 i 10000 luminoziteta Sunca. Kako tocno nastaju, znanstvenici još nisu potpuno sigurni.

      No, druga vrsta promjenjivih zvijezda vrlo je poznata i dobro istražena. Radi se o cefeidama. Prva cefeida, Delta Cephei, otkrivena je 1784. i danas služi kao prototip. Klasicna cefeida može se prepoznati prema specificnom obliku krivulje sjaja. Nakon što kratko vrijeme bude na maksimumu sjaja, postupno joj sjaj slabi, sve do ne dosegne minimum. Ovaj mehanizam je danas znanstvenicima dobro poznat, jer su cefeide dobro istražene. Naime, iz Dopplerovog efekta možemo vidjeti kada se površina zvijezde giba prema nama, a kad od nas (prema središtu zvijezde), iz indeksa boje može se saznati temperatura, a mjereni su i radijusi tih zvijezda. Iz tih podataka napravljeni su teoretski modeli i oni su potvrdili teoriju da površina cefeide pulsira zbog periodickog zagrijavanja i hladenja zvijezdinih plinova. Kada je zvijezda stisnuta, unutrašnji tlakovi i visoka temperatura pritišcu gornje slojeve i zvijezda se pocinje širiti. Širenjem tlak opada, a s njm i temperatura. Tako se toplina gubi, a kada se dovoljno ohladi, materijal ponovo pada na zvijezdu. Problem je predstavljalo to što je cefeida najsjajnija kada je njen radijus najmanji. Rješenje tog problema našao je u šezdesetim godina ovog stoljeca amerikanac John Cox, a ono leži u svojstvu neprozirnosti ioniziranog helija. Kompresija neutralnog helija u nekim slojevima zvijezde, ne mora nužno dovesti do njegovog zagrijavanja, nego može doveti do ionizacije (oduzimanja elektrona). Sloj ioniziranog helija je dovoljno neproziran da zadržava toplinu i time povecava unutarnji tlak. Ekspanzijom se helij ponovno kombinira sa slobodnim elektronima, stvarajuci tako neutralni helij koji propušta toplinu i hladi zvijezdu. Nakon hladenja (i proporcionalnog pada tlaka), zvijezda se urušava ponovno kompresirajuci neutralni helij, pocinjuci tako novi krug navedenih dogadaja.

      Pretpostavlja se da cefeide nastaju kasno u evoluciji zvijezda relativno velike mase, dok one prolaze kroz tzv. podrucje nestabilnosti u H-R dijagramu. Ono se nalazi u gornjem desnom dijelu, blizu podrucja mirida. Pošto je za ionizaciju helija potrebna tocno odredena temperatura uz odgovarajuci tlak, podrucje nestabilnosti je vrlo usko. Postoje dva tipa cefeida: cefeide tipa I i cefeide tipa II, a oznake se odnose na populaciju zvijezde. Zvijezde populacije II siromašne su elementima težim od helija, dok se zvijezde populacije I, osim od vodika i helija, sastoje i od odredene kolicine težih elemenata (metala), što utjece na prozirnost njihove atmosfere. Pošto se dva tipa nešto razlikuju po kolicini zracenja i periodu, kod istraživanja cefeide potrebno je iz spektralne analize utvrditi kojeg je tipa (ako su prisutne spektralne linije težih elemenata, zvijezda je tipa I).

      Cefeide su, zbog pravilnosti i povezanosti perioda i luminoziteta, vrlo važne za mjerenje udaljenosti. 1912. znanstvenica Henrietta Leavitt je, proucavajuci mnoge cefeide u Velikom Magellanovom oblaku pronašla zakonitost period - sjaj (luminozitet). Naime, cefeide velikog luminoziteta (10⁴ Suncevog) pulsiraju dosta sporo, s periodima oko 100 dana, a one najtamnije puliraju vrlo brzo, s periodom od samo par dana. Najsjajnije cefeide mogu se vidjeti i u drugim galaksijama, a mjereci njihov period znanstvenici mogu izracunati njihov luminozitet, a preko njega i udaljenost. Kako se to tocno radi, možete procitati u clanku mjerenje udaljenosti galaksija.

      Zvjezde manje mase nikad ne postanu cefeide. Umjesto toga, pri prolasku kroz donji dio podrucja nestabilnosti, mogu postati tzv. RR Lyrae, nazvane tako po istoimenoj prototipnoj zvjiezdi u konstelaciji Lire. RR Lyrae imaju vrlo kratke periode (manje od jednog dana) i prosjecni luminozitet oko 100 puta veci od Suncevog. To su stare zvijezde populacije II, pa ih stoga mnogo možemo pronaci u kuglastim skupovima. Kao i cefeide, i one se koriste za odredivanje udaljenosti, ali ne galaksije nego npr. kuglastih skupova.

      Postoje još neki tipovi promjenjivih zvijezda, ali oni nisu toliko poznati, niti istraženi kao cefeide i RR Lyrae. Neke od njih imaju nepravilne periode, eruptivne su i slično. Promjenjive zvijezde ne treba miješati sa bliskim ili pomrcinskim dvojnim zvijezdama jer nam se njihov sjaj cini promjenjivim, što je zapravo posljedica sustava od dvije obicne zvijezde u interakciji.

Mislav Baloković, < 1.2.2004.