A fényváltozást szabályosnak ismerték el mindaddig, amíg az utóbbi évek során egynéhány változónál kimutatták, hogy a fénygörbe is változik. Azt is felfedezték, hogy a fényerősség-változás ingadozása is szabályos, s ennek a peridódusa rendszerint sokkal hosszabb a fényváltozás periódusánál, az ún. elsődleges vagy primär periódusnál. A fénygörbeváltozás periódusa az ún. másodlagos vagy secundär peridódus. Példának okáért az AR Herculis elsődleges, illetve másodlagos periódusa:
MISSING DST IMAGE!!!!
A fényváltozás megmagyarázására Shapley és Eddington kigondolta a ma már többé-kevésbé elfogadott pulzáció-elméletet, mely szerint e csillagok lüktetnek, szabályos időközönként összehúzódnak és kiterjednek, az átmérő és vele együtt a valósi és a látszólagos felület állandóan változik. Tekintettel arra, hogy a felületegységből kisugárzott fényenergia nagyjából állandó, tehát, ha minél nagyobb a csillag, annál erősebb a kisugárzott fény intenzítása. Jeans szerint ez az elmélet se tökéletes, az általa kigondolt elmélet egyesíti a pulzáció-elméletet a kettőscsillag-feltevéssel, amely szerint e csillagok kettősek, és a két komponens kering egymás körül, ami a fényváltozást részben megmagyarázzza. Szerinte e változók olyan ellipszoid, illetve körtealakú forgó égitestek, melyekből kettőscsillagok lesznek ls közvetlenül a kettéválás előtt állnak.
1912-ben Miss Henrietta S. Leavitt, ki a déli csillagos egen látható Maghellán-felhőkben 25 cepheida fényváltozását kísérte figyelemmel, arra a felfedezésre jutott, hogy a csillagok abszolút fényessége és távolsága között egy egyszerű, lineáris összefüggés áll fenn. E felfedezés nagy hordereje abban rejlik, hogy egy bárhol felfedezett cepheida távolsága meghatározható. Ugyanis a látszólagos fényességet közvetlenül lemérjük, a periódus ismeretének birtokában meghatározzuk az abszolút fényintenzítást, a kettő segítségével a távolság kiszámítható a
képlet segítségével, amelyben M és m jelképezi az abszolút, illetve látszólagos fényességet, r pedig a parsec-ben kifejezett távolságot. (1 parsec= 3,254 fényév.) Bárhol találunk egy csillaghalmazt, keresünk benne cepheidát, melynek fényváltozásai periódusát meghatározva, megállapíthatjuk a halmaz távolságát.
A cepheidáknak a fentemlített két típusa között újabban egyre több különbséget fedeznek fel. A legújabb kutatások között két teljesen különálló típusról van szó. A fényváltozás periódusa közt eltéréseket fentebb vázoltuk. A színkép a rövidperiódusúaknál leginkább az A, a hosszúperiódusuaknál az F, G, K osztályokba sorolható. Az előbbiek egy 25 000 parsec átmérőjű, gömb alakú térben helyezkednek el Tejútrendszerünkben, az utóbbak egy 30 000 parsec nagytengellyel bíró forgási ellipszoidban találhatók. Átlagos radiális (látósugármenti) sebességük a térben 50, illetve 25 km/sec. Más csillagok sűrűsödési viszonyszáma a Galaktika középpontja felé (galaktikai koncentráció): az RR Lyrae csillagok β=+10° és β= -10° szélességű övben találhatók míg, a δ Cephei csillagok λ= 0° és λ= 200° hosszúság között fordulnak elő leginkább. (β a galaktikai szélesség, λ a hosszúság). A Hagen-féle színskálán, melyen 0c a fehér, 9c a vörös színnek felel meg, e két csoport 1c-3c, illetve 3c-6c között helyezkedik el.
A fényváltozás periódusa és a színképtípus között fennálló összefüggést a következő összeállítás szemlélteti:
A táblázat első oszlopa tartalmazza a periódus logaritmusát, a második a színképtípust, végül az utolsó az odatartozó csillagok számát adja, ami természetesen ma már nem megfelelő, mert állandóan fedeznek fel újabb és újabb változót, de némi támpontot nyújt arra nézve, hogy hova tartozik a legtöbb és hova a legkevesebb csillag.
Fénygörbéjüket általában a felszálló ág meredekebb és a leszálló ág lankásabb volta jellemzi: maximumtól minimumig több idő telik el, mint minimumtól maximumig. Régente külön osztályba sorolták a ζ Geminorumot néhány társával, mert fénygörbéjük szabályos sinusgörbe, tehát eltér a többi cepheida fénygörbéjétől. E csillagok azonban másban nem különböznek a cepheidáktól, tehát semmi okunk nincs rá, hogy elkülönítsük őket.
A különböző nemű fényváltozások szemléltetésére példaként felhozom a δ Cephei radiometriai, vizuális, fotoelektromos, bolometrikus és fotografikus fényességét, valamint a színindexet, színexcessust, hőindexet ls a színképtípust.
A radiometriai és bolometrikus fényesség az összsugárzást mérik. Az előbbi a közvetlenül mérhető sugárzást, az utóbbi pedig a földi légkör elnyelő hatásának kiküszöbölésével. A vizuális fényesség a szemmel mérhető, a fotografikus a fényképlemezen mérhető fényességet adja, a fotovizuális fényesség pedig sárga szűrővel különleges fényképlemezen mért fényességet ad, mely fényskála többé-kevésbé megközelít a vizuális skálát. A színindex és a hőindex a következő különbségek alapján nyerhető: SI= mf-mv és HI= mv-mr. A színexcessus az ahhoz a színképtípushoz tartozó átlagos színindex és a csillag színindexe közti különbség.
A változócsillagok legnagyobb része óriásfeletti. Ismerünk azonban néhány törpe cepheidát, melyeket főképviselőjük nyomán elnevezve β Canis Majoris típusnak nevezünk. E változókról ma még nem sokat tudunk.
A mellékelt rajz a δ Cephei fénygörbéjét szemlélteti. A III. táblázat néhány ismertebb cepheida adatait ismerteti a következő sorrendben: név, koordináták, periódus fény maximum és minimum, a színképváltozás szélső értékei, a csillag félátmérőjének legnagyobb és legkisebb értéke közti különbség, azaz a radius változás amplitudoja, továbbá az átlagos félátmérő, végül az átlagos abszolut fényesség. A jelek a csillagászati irodalomban használatos rövidítéseknek felelnek meg. A IV. táblázat a fényesebb RR Lyrae csillagok főbb adatait szemlélteti. A második oszlop a csillagoknak az amerikai jelöléséről, az utolsó kettő a radiális sebesség szélső értékeiről tájékoztat.
{mosimage}
A Csillagok Világa 1948/4. számában megjelent cikk internetes változata
A változó csillagok.
A változó csillagok ismertetése. 5. közlemény. Változók jelölése.
A változó csillagok ismertetése. 6. közlemény. RV Tauri változók.
