Na této stránce se (zatím jen v maximální stručnosti, takže nečekejte žádné převratné zázraky...) zmíníme o tom, co je hlavní (byť ne jedinou) náplní práce na stelárním oddělení. Jsou to proměnné hvězdy, a to především horké proměnné hvězdy.

Co si pod tím pojmem představit? Tedy velmi zjednodušeně řečeno, hvězdy s vysokou povrchovou teplotou, které více či méně pravidelně mění své vlastnosti.

Horké hvězdy jsou hvězdy s povrchovou teplotou, řekněme, 20000 stupňů a více.

Proměnlivými vlastnostmi pak ani zdaleka nemusí být jenom jasnost objektu, i když ta nás samozřejmě napadne na prvním místě. Jsou však i další vlastnosti hvězd, které se mohou měnit, aniž by se to nutně muselo projevit v jasnosti hvězdy tak, jak ji pozorujeme ze Země. Je to například radiální rychlost (tj. rychlost, s jakou se k nám hvězda přibližuje nebo se od nás vzdaluje), emise ve spektru (o spektrech viz. na příslušném místě) atd. tyto proměnlivosti pak mohou mít různě příčiny.

Násobný systém Velmi obvyklou příčinou proměnnosti hvězdy je to, že objekt, který sledujeme, není ve skutečnosti jedinou hvězdou, ale dvěma, třemi nebo dokonce více hvězdami, které obíhají vzájemně kolem společného těžiště. Mluvíme pak o dvojhvězdách, trojhvězdách a vícenásobných systémech.

Tak, jak jednotlivé hvězdy obíhají, střídavě se k nám přibližují a pak se zase vzdalují - mění se tedy jejich radiální rychlost tak, jak jsme si ji definovali o pár odstavců výše.

Pokud hvězdy obíhají kolem sebe tak, že se na ně díváme "z boku", tj. pokud jejich oběžná rovina leží v našem pohledu, pak se nám hvězdy střídavě zakrývají a pozorujeme střídavé poklesy jasnosti podle toho, zda vidíme obě složky (většina hvězd tvoří dvojhvězdy, kdežto násobnější systémy jsou mnohem vzácnější, budeme tedy v následujícím textu mluvit hlavně o nich - o vícenásobných systémech platí víceméně totéž), nebo jenom jednu složku nebo jenom druhou složku, podle toho, která je právě zakryta a která je právě ze Země viditelná. Označujeme pak takový objekt termínem zákrytová dvojhvězda.

Pokud nemáme to štěstí a náš pohled neleží v oběžné rovině, díváme se na hvězdu/hvězdy "svrchu" a nemůžeme vidět zákryty.

V obou případech však můžeme sledovat změny v radiální rychlosti - ty lze sledovat ve spektru hvězdy se značnou přesností. Pokud má dvojhvězda oběžnou dobu dostatečně krátkou (dny až týdny), můžeme snadno napozorovat velmi mnoho oběhů a určit oběžnou dobu se značnou přesností (až na sekundy nebo dokonce zlomky sekund). Čím delší je oběžná doba, tím menší množství oběhů jsme dosud mohli napozorovat a tím menší přesnosti jsme schopni dosáhnout. Velkým problémem jsou pak dvojhvězdy s oběžnou dobou desítek let, protože ty jsme dosud mohli napozorovat v jednom, maximálně dvou obězích a jakákoliv přesnost je tedy velmi iluzorní. V případě ještě delších oběžných dob, stovek let, pak nelze říci již nic jistého.

Typickým příkladem zákrytové dvojhvězdy je beta Persei neboli Algol

Poznamenejme ještě, že oběžná rychlost se pohybuje typicky v rozsahu od několika desítek až k několika stovkám kilometrů za sekundu (rychlosti kolem 150km/s nejsou nikterak extrémní). Přitom čím jsou jednotlivé složky k sobě blíž, tím rychleji obíhají, aby se vyrovnaly odstředivé a přitažlivé síly.

Akreční disk nebo obálka Může se stát, že některá hvězda je "ponořena" do obálky horkého plynu. Plyn je horký prostě proto, že jej ohřívá hvězda, která je do něj vnořena. Obálka může vzniknou v zásadě třemi způsoby: buďto je to zbytek oblaku mezihvězdného plynu, z něhož se hvězda zrodila (to platí v případě extrémně mladých hvězd, později se taková obálka rozplyne v prostoru), nebo je to plyn, který hvězda vyvrhla se své vlastní atmosféry (z teorie hvězdného vývoje plyne, že se to děje u velmi mladých a velmi starých hvězd tj. na začátku nebo konci jejich vývoje) nebo se jedná o akreční disk, je-li hvězda součástí velmi těsné dvojhvězdy, v níž jsou obě složky velmi blízko sebe.

Typickým příkladem hvězd z obálkou jsou některé hvězdy v Plejádách (lidově Kuřátkách) - mladé otevřené hvězdokupě M45 v souhvězdí Býka.

Poněkud odlišným případem jsou tak zvané akreční disky. Ty vznikají u dvojhvězd, v nichž jsou obě složky tak blízko sebe, že jedna hvězda významně gravitačně ovlivňuje tu druhou. Pokud z povrchových vrstev jedné složky uniká plyn (trvale nebo pravidelně nebo nepravidelně), dostane se do gravitačního pole druhé složky a díky svému nenulovému momentu hybnosti (viz. fyzika pro gymnázia :-P ) vytváří plochý disk, v němž plyn proudí po spirálovité dráze k té složce, která je uprostřed něho.

Typickým příkladem akrečního disku je třeba dvojhvězda Sheliak

Pulsace V důsledku hvězdného vývoje se hvězda (ať už je osamělá nebo je členem dvojhvězdy nebo násobného systému) dostane do stadia jisté nestability, v němž více či méně pravidelně (nebo zcela nepravidelně) pulsuje, tj. "nadýmá" se a opět "splaskává". Při pulsacích se mění značná část jejích parametrů: povrchová teplota, svítivost, jasnost, a koneckonců i ta již často zmiňovaná radiální rychlost - vždyť povrch se při pulsacích pohybuje střídavě "k nám" i "od nás". Přitom rychlost není nikterak nepatrná a může dosáhnout běžně i několika kilometrů za sekundu.

Příkladem osamělé pulsující hvězdy může být třeba Altais

Na zmíněném obrázku ovšem hvězda pulsuje radiálně (symetricky, jako celek). Hvězda se zde zmenšuje a zvětšuje, ale jako celek nemění tvar: je to stále koule. Módním hitem posledních deseti let je v astrofyzice však neradiální pulsace. To jsou takové pulsace, kdy hvězda při pulsacích mění svůj tvar, více či méně výrazně. Jednou se protahuje podél své osy jako okurka (zveličeno), jindy se zase splošťuje jako lívanec (samozřejmě také zveličeno). Přitom jednotlivé typy pulsací se mohou skládat dohromady. Například je možné, že hvězda pulsuje radiálně (kupříkladu se právě zvětšuje) a současně "okurkovatí" tj. "protahuje se". Složíme-li dohromady takových pulsačních pohybů dohromady ještě více, dostaneme velmi složitý výsledný obraz. Například na Slunci je známo několik tisíc(!) takových jednotlivých pohybů, jejichž složením lze dostat pozorované "vlny" od několika tisíc kilometrů až dejme tomu po desítky metrů.