Veränderliche Sterne, variable Sterne oder kurz Veränderliche, sind Sterne, die von der Erde aus gesehen relativ kurzfristige Helligkeitsschwankungen aufweisen, deren Ursache nicht durch Vorgänge im Sonnensystem erklärt werden kann – wie z. B. das Funkeln der Sterne (Szintillation), das durch die Luftunruhe der Erdatmosphäre hervorgerufen wird. Die Helligkeit veränderlicher Sterne schwankt mit Perioden, die im Vergleich zur allgemeinen Sternentwicklung als sehr kurz anzusehen sind. Lichtwechsel können innerhalb von Stunden, Tagen bis hin zu Jahrzehnten bis Jahrhunderten beobachtet werden. Man unterscheidet zwei unterschiedliche Arten von Veränderlichkeit:
Intrinsische Veränderlichkeit, bei der sich die Leuchtkraft des Sterns ändert
Extrinsische Veränderlichkeit, bei der die Leuchtkraft konstant, jedoch die aus Sicht der Erde sichtbare Helligkeit veränderlich ist. Ein Beispiel ist Bedeckungsveränderlichkeit, bei der ein Stern von einem Begleiter verdeckt wird.
Früher wurden veränderliche Sterne als etwas Besonderes angesehen. Heutzutage nimmt man an, dass alle Sterne im Laufe ihrer Entwicklung zeitweise Helligkeitsschwankungen zeigen, denn in den letzten Jahrzehnten haben Beobachtung und Entwicklung der Messtechnik das Wissen über veränderliche Sterne erweitert.
Dadurch hat sich auch die Zahl der Sterne, an denen man Helligkeitsvariationen feststellen kann, um ein Vielfaches erhöht. Durch die Steigerung der Messgenauigkeit ist es komplizierter geworden, eine allgemeingültige Definition zu finden, um veränderliche Sterne von den unveränderlichen abzugrenzen:
Der Lichtwechsel ist im optischen, im nahen ultravioletten oder im nahen infraroten Bereich beobachtbar.
Die fotometrisch messbaren Amplituden haben sich in den letzten 100 Jahren von etwa 0,05 mag auf 0,0001 mag bei Satellitenmessungen verfeinert, was eine Grenzziehung zu „unveränderlichen“ Sternen relativiert.
Die ersten Beschreibungen von Veränderlichen finden sich in chinesischen Chroniken. Die neuen Sterne waren entweder Novae oder Supernovae. Allerdings kann es sich auch um Kometen oder Planetenkonstellationen gehandelt haben. Nach dem Aristotelischen Weltbild war der Himmel ewig und alle Änderungen Erscheinungen der Atmosphäre. Es gibt daher keine Berichte über veränderliche Sterne aus der Antike. Erst mit dem Beginn der Renaissance wurden die veränderlichen Sterne wahrgenommen.
Der erste beobachtete Veränderliche war Mira („die Wunderbare“), der 1596 erstmals von David Fabricius beschrieben wurde. Der zyklenartige Lichtwechsel des mit dem bloßen Auge zeitweilig sichtbaren Mirasterns mit einer Periode von 11 Monaten und einer Amplitude von 8 mag wurde erstmals 1639 von Johann Holwarda beschrieben. Dies war der erste bekannte Veränderliche neben den Gaststernen (Novae oder Supernovae). Bereits 1572 hatte Tycho Brahe anhand der unmessbar kleinen Parallaxe der Supernova des Jahres nachgewiesen, dass die Gaststerne keine Erscheinungen der Atmosphäre sind. Allerdings sind Novae und Supernovae bis zum Beginn des 20. Jahrhunderts nicht zu den Veränderlichen gezählt worden.
Mira wurde lange Zeit als einmalig angesehen – bis zur Entdeckung der Veränderlichkeit von Algol durch Geminiano Montanari im Jahre 1669. Bis zum Jahre 1844 waren nur 21 veränderliche Sterne bekannt, die entweder zufällig gefunden worden waren oder bei der Suche nach Asteroiden entdeckt wurden. Im selben Jahr veröffentlichte Friedrich Wilhelm August Argelander seine „Aufforderung an die Freunde der Astronomie“, die wohl als Anstoß für eine systematische Entdeckung und Beobachtung veränderlicher Sterne angesehen werden kann.
Durch die Bonner Durchmusterung gab es in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts erstmals einen Sternatlas für teleskopische Sterne; also Sterne, die mit dem bloßen Auge nicht sichtbar sind. Durch den Vergleich des Sternhimmels im Teleskop mit der Bonner Durchmusterung sind zahlreiche Veränderliche großer Amplitude entdeckt worden. Die Helligkeitsbestimmung wurde durch Schätzung des Veränderlichen gegen konstante Vergleichssterne erzielt. Diese Methode erreicht eine Genauigkeit von bestenfalls 0,3 mag und ist subjektiven Einflüssen unterworfen. Amateurastronomen beobachten bis heute mit dieser Methode und ihre kombinierten Langzeitlichtkurven über einen Bereich von mehr als 100 Jahren sind in der Forschung von großem Wert.
Einführung fotografischer Verfahren
Als nach 1880 die Empfindlichkeit der fotografischen Platten die Aufnahme von Sternen ermöglichte, leitete dies eine neue Epoche in der Untersuchung veränderlicher Sterne ein. Eine fotografische Platte speichert die Helligkeit tausender Sterne für spätere Untersuchungen und erleichtert die Entdeckung. Dabei werden zwei Platten derselben Himmelsregion geblinkt: Die Aufnahmen werden so angeordnet, dass sich die Sterne überdecken und mit Hilfe eines Shutters wird abwechselnd jeweils die eine oder andere Platte gezeigt. Veränderliche Sterne zeigen sich durch ein Blinken. Auf diese Weise sind die meisten Veränderlichen bis circa 1990 aufgefunden worden. Dabei können Veränderliche mit Amplituden von weniger als 0,3 mag entdeckt werden, was auch der Genauigkeit der Helligkeitsmessungen entspricht. Die für die astronomische Entfernungsmessung wichtige Perioden-Leuchtkraft-Beziehung der Cepheiden wurde 1912 von Henrietta Swan Leavitt erstmals beschrieben bei einer Untersuchung der Veränderlichen in den Magellanschen Wolken. Allerdings war es zunächst nicht möglich, diese Beziehung zu kalibrieren.
Neue und verbesserte Beobachtungstechniken haben es zusammen mit der Weiterentwicklung der theoretischen Physik ermöglicht, die Ursachen der Helligkeitsänderungen veränderlicher Sterne im Rahmen der Astrophysik zu verstehen.
Die Sternspektroskopie hat die Messung von Radialgeschwindigkeitsänderungen, Temperaturen, Oberflächenbeschleunigungen, stellarer Magnetfelder und der chemischen Zusammensetzung von Sternen möglich gemacht. So konnte die Vermutung aus dem Jahre 1784, dass Algol ein Bedeckungsveränderlicher ist, erst durch die Messung der Radialgeschwindigkeitskurve bewiesen werden.
Die lichtelektrische Fotometrie begann bereits kurz nach der Entdeckung des lichtelektrischen Effekts und dadurch konnte die Genauigkeit der gemessenen Helligkeiten auf zunächst 0,01 mag gesteigert werden. Nach dem Zweiten Weltkrieg konnte durch rauschärmere Verstärker, größere Teleskope und stabilere Spannungsversorgung die Messgenauigkeit sogar auf einige millimag verbessert werden. Gleichzeitig konnte die Integrationszeit auf Sekundenbruchteile reduziert werden, was zur Entdeckung sehr schneller Phänomene wie dem Flickering bei Akkretionprozessen geführt hat.
Die Beobachtung von Sternen außerhalb des visuellen Bereiches hat viel zum Verständnis der veränderlichen Sterne beigetragen und erst das Interesse an neuen Sternklassen erweckt. Hierbei sind zu nennen die satellitengestützten Messungen im Bereich der Gammastrahlung, Röntgenstrahlung, Ultraviolettstrahlung sowie Infrarotstrahlung und Mikrowellenstrahlung. Nur das nahe Infrarot und Radiowellen sowie der visuelle Bereich können von der Erdoberfläche beobachtet werden.
Mit Hilfe der Simulation von Sternen in Computern konnten Sternmodelle und ihre Entwicklung getestet und immer wieder verbessert werden.