Кіріспе

Жарықтығы Жерден көрініп тұрғанда өзгеретін жұлдыз, Роберт А. Хайнлайн мен Спайдер Робинсонның романы.

Өзгермелі жұлдыз – Жерден (көрінетін шамасы) уақыт өте келе жарықтығы өзгеретін жұлдыз. Бұл өзгеріске шығарылатын жарықтың өзінің өзгеруі немесе жарықтың бір бөлігін тосуы себеп болуы мүмкін. Сондықтан өзгермелі жұлдыздар екі түрге бөлінеді: Ішкі өзгермелілер, олардың жарықтығы шын мәнінде өзгереді; мысалы, жұлдыз белгілі бір уақыт аралығында ұлғайып, кішірейеді. Сыртқы өзгермелілер, олардың жарықтығының көрінетін өзгеруі Жерге жететін жарық мөлшерінің өзгеруіне байланысты; мысалы, жұлдыздың айналасында серік бар, ол кейде оны жабады. Көптеген, тіпті көпшілік жұлдыздарда жарықтықта қандай да бір өзгерістер болады: мысалы, Күннің энергия шығаруы 11 жылдық күн циклында шамамен 0,1% -ға өзгереді.

Өзгерісті анықтау

Жарықтықтағы өзгерістер ең көп кездесетін айнымалылықтың түрлері, бірақ спектрдегі өзгерістер сияқты басқа да түрлері де болады. Астрономдар жарық қисығының деректерін байқалған спектрлік өзгерістермен үйлестіру арқылы нақты жұлдыздың неліктен айнымалы екенін түсіндіре алады.

Байқауларды түсіндіру

Жарық қисықтарын спектрлік деректермен біріктіру көбінесе өзгермелі жұлдызда болатын өзгерістер туралы ақпарат береді. Мысалы, пульсациялық жұлдыздың спектрінің қалыпты түрде жылжуы оның бетінің бізбен бірдей жиілікпен жақындасып-алыстауынан туындайды, бұл оның жарықтығының өзгеруімен сәйкес келеді. Өзгермелі жұлдыздардың шамамен үштен екісі пульсациялық болып келеді. 1930 жылдары астроном Артур Стэнли Эддингтон жұлдыздың ішкі құрылымын сипаттайтын математикалық теңдеулер жұлдызды пульсацияға түсіретін тұрақсыздықтарға әкелуі мүмкін екенін көрсетті. Тұрақсыздықтың ең көп таралған түрі жұлдыздың сыртқы конвективті қабаттарындағы иондану дәрежесінің өзгеруімен байланысты. Жұлдыз кеңейген кезде оның сыртқы қабаттары кеңейіп, салқындайды. Температура төмендегендіктен иондану дәрежесі де төмендейді. Бұл газды көбірек өткізгіш етеді, соның салдарынан жұлдызға энергиясын сәулелендіру оңайырақ болады. Бұл өз кезегінде жұлдыздың жиырылуына себеп болады. Газ қысылғанда қыздырылып, иондану дәрежесі қайтадан артады. Бұл газды көбірек жарық өткізбейтін етеді, ал сәулелену газға уақытша қамалады. Бұл газды одан әрі қыздырып, оның қайтадан кеңеюіне әкеледі. Осылайша, кеңею мен жиырылу (көлемі ұлғаю мен кішірею) циклі сақталады. Цефеидтердің пульсациясы гелийдің иондануының өзгеруінен (He++-дан He+-ға және кері He++-қа) туындайтыны белгілі.

Номенклатура

Белгілі бір шоқжұлдызда алғашқы ашылған өзгермелі жұлдыздар R-ден Z-ға дейінгі әріптермен тағайындалды, мысалы, R Андромедасы. Бұл номенклатура жүйесін Фридрих В. Аргеландер жасады, ол бұрын аты жоқ айнымалы жұлдызға Баер қолданбаған алғашқы әріп – R әрпін берді. Келесі жаңа ашылулар үшін RR-ден RZ-ға дейін, SS-ден SZ-ға дейін, ZZ-ға дейін әріптер пайдаланылды, мысалы, RR Лирасы. Кейінірек ашылғандары үшін AA-дан AZ-ға дейін, BB-дан BZ-ға дейін және QQ-дан QZ-ға дейін (J әрпі болмайды) әріптер қолданылды. Осы 334 комбинация толыққаннан кейін, айнымалы жұлдыздар V335 префиксімен басталатын, ашылу ретімен нөмірленеді.

Жіктеу

Айнымалы жұлдыздар ішкі немесе сыртқы болуы мүмкін. Ішкі өзгермелі жұлдыздар: өзгермелілік жұлдыздардың физикалық қасиеттерінің өзгеруінен туындайды. Бұл санатты үш топқа бөлуге болады. Пульсирлейтін айнымалылар – радиусы кезекпен кеңейіп, қысқаратын жұлдыздар, бұл олардың табиғи эволюциялық қартаю процесінің бір бөлігі. Жарылыстық айнымалылар – бетінде жарылыстар немесе масса шығару сияқты құбылыстарды бастан кешіретін жұлдыздар. Катаклизмікалық немесе жарылғыш айнымалылар – жаңа жұлдыздар мен суперновалар сияқты қасиеттерінде катаклизмікалық өзгерістерге ұшырайтын жұлдыздар. Сыртқы өзгермелі жұлдыздар: өзгермелілік айналу немесе тұтылу сияқты сыртқы факторларға байланысты туындайтын жұлдыздар. Екі негізгі кіші топ бар. Тұтылатын қос жұлдыздар – қос жұлдыздар немесе планеталық жүйелер, Жерден қарағанда жұлдыздар орбитада айналғанда бір-бірін жауып тұрады немесе планета жұлдызын жауып тұрады. Айналатын айнымалылар – өзгермелілігі айналуымен байланысты құбылыстарға байланысты жұлдыздар. Мысалы, өте үлкен "күн дақтары" бар жұлдыздар, бұл олардың көзге көрінетін жарық күшін әсер етеді немесе жоғары айналу жылдамдығына ие жұлдыздар, олардың пішіні эллипсоидқа айналады. Бұл кіші топтар өздері өзгермелі жұлдыздардың нақты түрлеріне бөлінеді, олар әдетте прототипінің атымен аталады. Мысалы, шағын жаңа жұлдыздар U Geminorum жұлдызы деп аталады, ол осы кластағы алғаш танылған жұлдыз – U Geminorum.

Өзіндік өзгермелі жұлдыздар

Төменде осы топтардағы түрлердің мысалдары келтірілген.

Жылжымалы өзгермелі жұлдыздар

Жұлдыздардың жарықтығы мен спектрін өзгерте отырып, кеңейіп, тарылуы мүмкін. Пульсациялар негізінен екі түрге бөлінеді: радиалдық, онда жұлдыздың барлық бөлігі бірдей кеңейіп, тарылады; және радиалдық емес, онда жұлдыздың бір бөлігі кеңейсе, екінші бөлігі тарылады. Пульсацияның типіне және жұлдыз ішіндегі орналасуына байланысты, жұлдыздың периодын анықтайтын табиғи немесе негізгі жиілік болады. Жұлдыздар гармониялық немесе овертон режимінде де пульсация жасай алады, бұл жоғары жиілікке және сәйкесінше қысқа периодқа ие. Импульстік айнымалы жұлдыздардың кейде бір анықталған периоды болады, бірақ көбінесе олар бірнеше жиілікте бірдей пульсация жасайды, сондықтан жеке кезеңдерді анықтау үшін күрделі талдау қажет. Кейбір жағдайларда пульсациялардың анықталған жиілігі болмайды, бұл кездейсоқ өзгерістерге алып келеді, мұндай жағдай стохастикалық деп аталады. Жұлдыздың ішкі құрылымын оның пульсацияларын пайдалану арқылы зерттеу астеросейсмология деп аталады. Пульсацияның кеңею фазасы жұлдыздың ішкі энергия ағынын жоғары мөлдірлікке ие материал тоқтатуынан туындайды, бірақ көрінетін пульсацияларды жасау үшін бұл жұлдыздың белгілі бір тереңдігінде болуы керек. Егер кеңею конвекциялық аймақтың астында болса, бетінде ешқандай өзгеріс байқалмайды. Егер кеңею бетке тым жақын болса, қалпына келтіру күші пульсация жасау үшін жеткіліксіз болады. Пульсацияның тарылу фазасын қалпына келтіру үшін, егер пульсация жұлдыздың тереңіндегі дегенерацияланбаған қабатында болса, қысым күші қолданылуы мүмкін. Бұл акустикалық немесе қысымдық пульсация режимі деп аталады және p-режимі деп белгіленеді. Басқа жағдайларда, қалпына келтіру күші гравитация болып табылады, және бұл g-режимі деп аталады. Импульстік айнымалы жұлдыздар әдетте осы режимдердің біреуінде ғана пульсация жасайды.

Сефеидтер және сефеид тәрізді айнымалылар

Бұл топта тұрақсыздық жолағында орналасқан бірнеше түрлі пульсациялық жұлдыздар бар, олар жұлдыздың өзінің массалық резонансынан, әдетте негізгі жиіліктен, өте реттелген түрде ісіп, қысқарады. Жалпы, пульсациялық айнымалылар үшін Эддингтон клапан механизмі цефеид сияқты пульсацияларды түсіндіреді деп саналады. Тұрақсыздық жолағындағы әр топтың периоды мен абсолюттік шамасы арасындағы белгілі бір қатынас, сондай-ақ периоды мен жұлдыздың орташа тығыздығы арасындағы қатынас бар. Період-жарықтылық қатынасын алғаш рет Генриетта Левитт Дельта Цефеидтері үшін анықтады, бұл жоғары жарықтылық Цефеидтерін Жергілікті топтағы және одан тыс галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтау үшін өте пайдалы етеді. Эдвин Хаббл осы әдісті спиральды тұмандықтар деп аталатын нысандардың іс жүзінде алыс галактикалар екенін дәлелдеу үшін қолданды. Цефеидтер тек Дельта Цефеидің атымен аталса, Beta Цефеидің атымен аталатын мүлдем бөлек өзгермелі жұлдыздар класы бар.

Классикалық цефеидтік айнымалылар

Классикалық Цефеидтер (немесе Дельта Цефеи айнымалылары) – I популяцияға жататын (жас, массивті және жарқын) сары супергиганттар, олар күндерден айларға дейінгі өте тұрақты кезеңдермен пульсацияларға ұшырайды. 1784 жылдың 10 қыркүйегінде Эдвард Пигот Эта Аквиланың өзгеруін анықтады, ол Цефеид айнымалылары класының бірінші белгілі өкілі болды. Дегенмен, классикалық Цефеидтердің атауын Джон Гудрик бірнеше айдан кейін айнымалы екені анықталған Дельта Цефеи жұлдызына берді.

II типтегі цефеидтер

II типті Цефеидтер (тарихи түрде W Virginis жұлдыздары деп аталады) өте реттелген жарық пульсацияларына және δ Cephei айнымалыларына ұқсас жарықтық байланысқа ие, сондықтан бастапқыда олар осы соңғы категориямен шатастырылды. II типті Цефеид жұлдыздары I типті Цефеидтерге қарағанда ескірек II популяция жұлдыздарына жатады. II типті жұлдыздардың металдық байлығы төмендеу, массасы айтарлықтай аз, жарықтығы да төмендеу және жарықтық пен периоды арасындағы байланыс сәл өзгеше, сондықтан қандай жұлдызды бақылап отырғаныңызды білу әрқашан маңызды.

RR Lyrae айнымалылары

Бұл жұлдыздар Цефеидтерге едәуір ұқсас, бірақ олардың жарқырауы аз және периоды қысқа. Олар I типтегі Цефеидтерден ескі, II популяцияға жатады, бірақ II типтегі Цефеидтерден массасы төмен. Глобулярлы шоғырларда жиі кездесетіндіктен, оларды кейде шоғыр Цефеидтері деп атайды. Олардың да жарықтылық пен периоды арасындағы байланыс жақсы орнатылған, сондықтан олар да қашықтықты өлшеуге пайдалы. Бұл А типіндегі жұлдыздардың жарықтылығы бірнеше сағаттан бір күнге дейін немесе одан да ұзақ мерзімде 0,2–2 шамаға (20%-дан 500%-ға дейін өзгеру) дейін өзгереді.

Delta Scuti айнымалылары

Delta Scuti (δ Sct) айнымалылары Цефеидтерге ұқсас, бірақ олардан әлдеқайда әлсіз және кезеңдері қысқарақ болады. Бұрын оларды "Кіші Цефеидтер" деп атаған. Олар көбінесе бірнеше аралас кезеңдерді көрсетеді, олар бірігіп өте күрделі жарық қисығын құрайды. Типик Δ Scuti жұлдызының амплитудасы 0,003–0,9 шамасында (жарықтылықтың 0,3%-дан шамамен 130%-ға дейін өзгеруі) және кезеңі 0,01–0,2 күнге дейін болады. Олардың спектрлік классы әдетте А0 мен F5 аралығында кездеседі.

SX Phoenicis айнымалылары

А2-ден F5-ке дейінгі спектрлі типтегі бұл жұлдыздар, δ Scuti айнымалы жұлдыздарына ұқсас, көбінесе шарлы шоғырларда табылады. Олардың шағылысуы 0,7 шамаға жуық (шамамен 100% жарық күшінің өзгеруі) немесе 1-2 сағат сайын өзгереді.

Жылдам тербелетін Ap айнымалылары

Бұл жұлдыздар A немесе кейде F0 спектрлі типіне жатады, және негізгі тізбекте кездесетін δ Scuti айнымалыларының бір түрі. Олардың өте жылдам өзгерулері бар, кезеңдері бірнеше минутты құрайды және амплитудалары шамамен бірнеше мыңнан бір бөлікті шамамен білдіреді.

Ұзақ мерзімді айнымалылар

Ұзақ мерзімді айнымалы жұлдыздар – апталар мен бірнеше жылға созылатын кезеңдермен пульсациялайтын, салқын эволюциялаған жұлдыздар.

Mira айнымалылары

Мира айнымалылары – Асимптотикалық алып тармақ (AGB) қызыл алыптары. Олар көп айлар бойы 2,5 және 11 шама аралығында әлсіреп, жарықтанады, бұл жарықтықта 6 еседен 30 000 есеге дейін өзгеруге алып келеді. Мираның өзі, сондай-ақ Омикрон Кита (ο Cet) деп те аталады, шамамен 332 күндік кезеңмен 2-ші шамадан 10-шы шамаға дейін жарықтығы өзгереді. Бұл үлкен көрінетін амплитуданың негізгі себебі – жұлдыздың температурасы өзгерер кезде энергия шығысының көрінетін және инфрақызыл сәулелену арасында ауысуы. Кейбір жағдайларда Мира айнымалылары ондаған жылдар бойында кезеңнің күрт өзгеруін көрсетеді, бұл ең дамыған АГБ жұлдыздарының жылулық импульстік циклымен байланысты деп саналады.

Жартылай тұрақты айнымалылар

Бұл қызыл алыптар немесе супергиганттар. Жартылай тұрақты жұлдыздар кейде нақты кезеңді көрсете алады, бірақ көбінесе нашар анықталған өзгерістерді көрсетеді, оларды кейде бірнеше кезеңге бөлуге болады. Жартылай тұрақты жұлдыздың мәшһүр мысалы – Бетельгейзе, оның шамасы шамамен +0,2-ден +1,2-ге дейін өзгереді (жарықтықта 2,5 еселік өзгеріс). Кем дегенде, жартылай тұрақты жұлдыздардың бір бөлігі Мира жұлдыздарымен тығыз байланысты, мүмкін, айырмашылық тек әртүрлі гармонияда пульсациялауында.

Баяу тұрақты емес айнымалылар

Бұл - өте аз немесе анықталмайтын кезеңділігі бар қызыл алыптар немесе супергиганттар. Кейбіреулері нашар зерттелген жартылай жүйректі айнымалы жұлдыздар, көбінесе бірнеше кезеңдермен, ал басқалары жай ғана хаостық болуы мүмкін.

Ұзақ екінші кезеңді айнымалылар

Көптеген өзгермелі қызыл алыптар мен супергиганттар бірнеше жүзден бірнеше мың күнге дейін созылатын өзгерістерді көрсетеді. Олардың жарықтығы бірнеше шамаға дейін өзгеруі мүмкін, бірақ көбінесе бұл өте аз болады, және осыған жылдам, негізгі өзгерістер қосылады. Мұндай өзгерістердің себептері толыққанды түсініксіз, олар пульсацияларға, екі жұлдыздан тұруға және жұлдыздың айналуына байланысты деп есептеледі.

Бета-Сефеи айнымалылары

Бета-Сефеи (β Cep) айнымалылары (кейде, әсіресе Еуропада, Бета Ытқақайы айнымалылары деп аталады) 0,1–0,6 күнге дейінгі қысқа мерзімдік пульсацияларға ұшырайды, олардың амплитудасы 0,01–0,3 шамасында (жарықтықтағы 1%-дан 30%-ға дейінгі өзгеріс). Олар ең аз жиырылғанда ең жарық болады. Осы типтегі көптеген жұлдыздарда бірнеше пульсация периоды байқалады.

Әртүрлі жылдамдықпен соғылатын В типті жұлдыздар

Баяу импульс жасайтын B (SPB) жұлдыздары – Beta Cephei жұлдыздарынан сәл кем жарық беретін, ұзақ периоды мен үлкен амплитудасы бар ыстық негізгі тізбек жұлдыздары.

Тез тербелетін ыстық жұлдыздар (В субкарликті)

Бұл сирек кездесетін кластың прототипі – V361 Гидра, 15-ші жұлдыздық шамалы субкарлик В жұлдызы. Олар бірнеше минуттық кезеңдермен пульсациялайды және бір уақытта бірнеше кезеңде пульсациялауы мүмкін. Олардың амплитудасы шаманың бірнеше мыңнан бір бөлігін құрайды және GCVS RPHS аббревиатурасымен белгіленеді. Олар p-режимінде пульсациялайтын жұлдыздар.

PV Telescopii айнымалылары

Бұл кластағы жұлдыздар Bp типті супергиганттар болып табылады, олардың периоды 0,1–1 күн аралығында, ал амплитудасы орташа есеппен 0,1 шамаға жетеді. Олардың спектрлері әлсіз сутегінің болуымен және көміртек пен гелий сызықтарының аса күшті болуымен ерекшеленеді, бұл Экстремалды гелий жұлдызының бір түрі.

RV Таури айнымалылары

Бұл сары супергиганттар (іс жүзінде, өмірінің ең жарқын кезеңіндегі төмен массалы AGB жұлдыздары), терең және беткей минимумдары кезектесетін жұлдыздар. Бұл екі шықты өзгерудің әдеттегі кезеңі 30–100 күн, ал амплитудасы 3–4 шамаға жетеді. Бұл өзгерулерге бірнеше жылдық ұзақ мерзімді өзгерістер қосылуы мүмкін. Олардың спектрлері ең жарық кезде F немесе G типінде, ал ең аз жарық кезде K немесе M типінде болады. Олар тұрақсыздық жолағының жанында орналасқан, I типіндегі Цефеидтерден салқын, II типіндегі Цефеидтерден жарық. Олардың пульсациялары гелийтің мөлдір еместігімен байланысты бірдей негізгі механизмдердің нәтижесінде туындайды, бірақ олар өмірінің өте әртүрлі кезеңінде болады.

Альфа Сигнидің айнымалылары

Альфа-Қарғы (α Cyg) айнымалылары Bep-тен AepIa-ға дейінгі спектральдық сыныптардағы радиалды емес пульсациялық супергиганттар болып табылады. Олардың периоды бірнеше күннен бірнеше аптаға дейін, ал амплитудасы шамамен 0,1 шамаға жетеді. Жарықтың өзгеруі көбінесе ретсіз болып көрінеді, себебі ол өте жақын периодты көптеген тербелістердің бірігуінен туындайды. Бұл кластың прототипі – Қарғы шоқжұлдызындағы Денеб жұлдызы.

Gamma Doradus айнымалылары

Гамма Дорадус (γ Dor) айнымалылары – F-ден кейінгі A спектрлік кластарына жататын, радиалды емес пульсацияларға ұшырайтын негізгі тізбектегі жұлдыздар. Олардың периоды шамамен бір тәулік, ал амплитудасы әдетте 0,1 шамаға жуық болады.

Ақ жұлдыздар

Бұл радиалды пульсация жасамаған жұлдыздардың периоды жүздегеннен мыңдаған секундқа дейін қысқа болады, ал өзгеру шамасы 0,001-ден 0,2 шамаға дейін өте аз. Белгілі пульсациялық ақ ергештердің (немесе ақ ергештерге дейінгі жұлдыздардың) түрлеріне сутегі басым атмосферасы және DA спектрлік класы бар DAV немесе ZZ Ceti жұлдыздары; гелий басым атмосферасы және DB спектрлік класы бар DBV немесе V777 Her жұлдыздары; және гелий, көміртек және оттегі басым атмосферасы бар GW Vir жұлдыздары жатады. GW Vir жұлдыздары DOV және PNNV жұлдыздарына жіктеледі.

Күнге ұқсас тербелістер

Күн өте төмен амплитудамен, шамамен 5 минуттық периодтары бар көптеген режимдерде тербеледі. Осы тербелістерді зерттеу гелиосейсмология деп аталады. Күндегі тербелістер оның сыртқы қабаттарындағы конвекция арқылы стохастикалық түрде туындайды. "Күнге ұқсас тербелістер" термині басқа жұлдыздардағы, осылайша қозғалатын тербелістерді сипаттау үшін қолданылады, ал осы тербелістерді зерттеу астеросейсмология саласындағы маңызды және белсенді зерттеулердің бірі болып табылады.

BLAP айнымалылары

Көк үлкен амплитудалы пульсатор (BLAP) – 0,2-ден 0,4 шамаға дейінгі өзгерістермен және әдетте 20-40 минуттық кезеңдермен сипатталатын пульсацияланатын жұлдыз.

Жылдам сары түсті пульсациялық супергиганттар

Жылдам сары пульсациялық супергигант (FYPS) – бір тәуліктен кем уақыт ішінде пульсациялайтын жарқын сары супергигант. Олардың қызыл супергигант фазасынан өтіп кеткендігі болжанады, бірақ пульсациялардың механизмі әлі белгісіз. Бұл класс 2020 жылы TESS обсерваториясының мәліметтерін талдау нәтижесінде анықталды.

Эруктиві өзгермелі жұлдыздар

Эруптивті өзгермелі жұлдыздар жұлдыздан материалдың шығуы немесе кейбір жағдайларда оған жиналуы салдарынан пайда болатын, нашар немесе жартылай нашар жарықтылық өзгерістерін көрсетеді. Атауына қарамастан, бұл жарылыс емес.

Алғашқы жұлдыздар

Протожұлдыздар – газ тұмандығынан нағыз жұлдызға дейін жиырылу процесін толық аяқтамаған жас денелер. Көптеген протожұлдыздарда жарықтың үнемі өзгеріп тұруы байқалады.

Гербиг Ae/Be жұлдыздары

Көп массалы (2–8 күн массасы) Гербиг Ae/Be жұлдыздарындағы өзгерулер, шартты түрде, жұлдыздардың айналасындағы дискілерде айналып жүретін газ-тозаң үйінділеріне байланысты деп есептеледі.

Орионның айнымалылары

Орион айнымалылары – жас, ыстық, негізгі тізбекке дейінгі жұлдыздар, көбінесе тұмандықтардың ішінде орналасқан. Олардың амплитудасы бірнеше шамаға жететін, белгісіз кезеңдері болады. Орион айнымалыларының белгілі бір түрі – Т Тавр айнымалылары. Т Тавр жұлдыздарының айнымалылығы жұлдыз бетіндегі дақтар мен айналасындағы шаң-газ жиынтықтарынан туындайды.

FU Orionis айнымалылары

Бұл жұлдыздар шағылысу тұмандықтарында орналасқан және олардың жарықтығы 6 шамаға біртіндеп артады, содан кейін ұзақ тұрақты жарықтық кезеңі басталады. Олар кейіннен бірнеше жыл бойы 2 шамаға (алты есеге) немесе одан да көп көмескіленеді. Мысалы, V1057 Cygni он бір жыл ішінде 2,5 шамаға (он есеге) көмескіленді. FU Orionis айнымалылары спектральді түрлері A-дан G-ға дейін болады және T Tauri жұлдыздарының эволюциялық кезеңі болуы мүмкін.

Үлкендер мен аса үлкендер

Үлкен жұлдыздар өз материяларын салыстырмалы түрде оңай жоғалтады. Сондықтан, жарылыстар мен масса жоғалтуға байланысты өзгерушілік алып жұлдыздар мен супергиганттарда кең таралған.

Жарық түсі көк түстес айнымалылар

S Doradus айнымалылары деп те аталатын, ең жарқын жұлдыздар осы классқа жатады. Мысалдарға η Carinae және P Cygni гипергиганттарын жатқызуға болады. Олардың тұрақты түрде масса жоғалтуы байқалады, бірақ жылдар арасында ішкі пульсациялар жұлдыздың Эддингтон шегінен асып кетуіне және масса жоғалтудың күрт ұлғаюына себеп болады. Жалпы жарқыны көтерілгенімен, жалпы жарықтылығы көбінесе өзгермейді. Аз ғана LBV-де байқалған алып атқыштар жарықтылықты осыншалық деңгейде арттырады, олар "супернова алдауыштары" деп белгіленді және мүлдем басқа типтегі құбылыс болуы мүмкін.

Сары гипергиганттар

Бұл үлкен эволюцияланған жұлдыздар жоғары жарықтығы мен тұрақсыздық жолағының үстінде орналасуына байланысты тұрақсыз. Олар жоғары масса жоғалту және кейде ірі жарылыстардың, сондай-ақ байқалатын уақыт аралығындағы ұзақ мерзімді өзгерістердің нәтижесінде баяу, бірақ кейде айқын фотометриялық және спектроскопиялық өзгерістер көрсетеді. Ең белгілі мысалы – Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis түрлерінің өзгеруі

Бұл жұлдыздар жарық көтерілетін айнымалылар класына жатса да, олардың жарықтығы мезгіл-мезгіл үнемі арта бермейді. Олар уақыттың көп бөлігін ең жоғары жарықтықта өткізеді, бірақ белгілі бір уақыт аралығында кенеттен 1–9 шамаға дейін (2,5-ден 4000 есеге дейін күңгірт) қараңғыланып, кейін айлар немесе жылдар бойы бастапқы жарықтығына қайта оралады. Көпшілігі жарықтылығы бойынша сары гиперкөкжұлдыздар ретінде жіктеледі, бірақ шындығында олар AGB жұлдыздарынан кейінгі жұлдыздар болып табылады, алайда қызыл және көк R CrB жұлдыздары да кездеседі. R Coronae Borealis (R CrB) – бұл осы типтегі жұлдыздың прототипі. DY Persei айнымалылары – R CrB айнымалыларының ішкі класы, олар өздерінің жарық шашуларынан өзге, периодты өзгермелілікке де ие.

Вольф-Райет айнымалылары

Классикалық I популяциядағы Вольф-Райет жұлдыздары – массивті, ыстық жұлдыздар болып табылады, олар кейде өзгергіштік көрсетеді. Бұл өзгергіштік, әдетте, екілік жұлдыздардың өзара әсерлесуі және жұлдыздың айналысындағы газ бұлттары сияқты бірнеше себептерге байланысты болуы мүмкін. Олар гелий, азот, көміртек және оттегі сызықтарын қамтитын кең эмиссиялық спектрлерді көрсетеді. Кейбір жұлдыздардағы өзгерістер кездейсоқ сипатта болады, ал басқаларында бірнеше кезеңдер байқалады.

Гамма Кассиопеидің өзгермелі элементтері

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) айнымалылары – жоғары жылдамдықпен айналатын, В класындағы, эмиссиялық сызық спектрлі, емес-супергигант жұлдыздар болып табылады. Олардың экваторлық аймақтарынан материя шығарылуының нәтижесінде 1,5 шамаға дейін (жарықтығының 4 есе өзгеруі) ретсіз өзгереді. Бұл өзгерістердің себебі олардың жоғары айналу жылдамдығы болып табылады.

Жарық жұлдыздар

Негізгі тізбектегі жұлдыздарда күрт жарылудың айнымалылығы сирек кездеседі. Ол тек жалынды жұлдыздардың арасында ғана кең таралған, олар UV Ceti айнымалылары деп те аталады – тұрақты жалынға ұшырайтын өте әлсіз негізгі тізбектегі жұлдыздар. Олар бірнеше секунд ішінде екі шамаға дейін (алты есеге дейін) жарықтанып, кейін жарты сағаттың ішінде не одан да аз уақытта қалыпты жарыққа оралады. Проксима Центавр және Вольф 359 сияқты жақын орналасқан бірнеше қызыл карликтер жалынды жұлдыздар болып табылады.

RS Canum Venaticorum айнымалылары

Бұл жақын қос жүйелер, өте белсенді хромосфераларымен, үлкен күн дақтары мен жарқылы бар, және жақын серігінің әсерінен күшейгені болжанады. Өзгергіштік мерзімі орбиталық кезеңге жуық күндерден бастап, кейде тұтылулармен қатар, күн дақтарының белсенділігіне байланысты жылдарға дейін созылуы мүмкін.

Суперновалар

Суперновалар – ғаламдағы ең энергетикалық құбылыстардың бірі болып табылатын, ең үлкен апатты өзгермелі жұлдыздар. Супернова қысқа мерзім ішінде бір галактиканың шығаратын энергияның өзін-өзі басып шығарып, 20 шамадан (жүз миллионнан астам есе) артық жарықтанады. Супернова жарылысы ақ ергешқұйрық жұлдыздың немесе жұлдыз ядросының белгілі бір массалық/тығыздық шегіне, яғни Чандрасекар шегіне жетуінен туындайды, бұл объектінің бір секундтың бөлігінде құлауына себеп болады. Бұл құлау "кері секіріп", жұлдыздың жарылып, орасан зор энергияны бөліп шығаруына әкеледі. Бұл жұлдыздардың сыртқы қабаттары секундына мыңдаған километр жылдамдықпен кеңістікке таралады. Бөлінген материя супернова қалдықтары деп аталатын тұмандықтарды құрауы мүмкін. Мұндай тұмандықтың мәшһүр мысалы – 1054 жылы Қытайда және басқа да жерлерде байқалған суперновадан қалған Жеміш тұмандығы. Бастапқы нысан жарылыста толығымен жойылуы мүмкін, немесе, егер жұлдыз аса ауыр болса, ядросы нейтронды жұлдызға (көбінесе пульсар) немесе қара тесікке айналуы мүмкін. Суперновалар Күннен бірнеше есе ауыр, өте массивті жұлдыздың өлімінен туындауы мүмкін. Мұндай массивті жұлдыздың өмірінің соңында термоядролық реакциядан қалған күлден темір ядро пайда болады, оған термоядролық реакция жасау мүмкін емес. Бұл темір ядро Чандрасекар шегіне дейін итеріледі, содан кейін оны басып өтеді де, құлай бастайды. Осы типтегі ең көп зерттелген суперновалардың бірі – Үлкен Магеллан бұлтындағы SN 1987A. Супернова екі жұлдыздан тұратын жүйедегі серік жұлдыздан ақ ергешқұйрық жұлдызға массаның ауысуынан да пайда болуы мүмкін. Чандрасекар шегі құлап түскен материяның әсерінен асып түседі. Осы соңғы типтегі абсолюттік жарықтығы оның жарық қисығының қасиеттерімен байланысты, сондықтан осы суперноваларды басқа галактикаларға дейінгі қашықтықты анықтау үшін қолдануға болады.

Жарық қызыл нова

Жарық қызыл нобалар – екі жұлдыздың қосылуынан туындайтын жұлдыздық жарылыстар. Олар классикалық новалармен ешқандай қатысы жоқ. Оларға тән қызыл түс және бастапқы жарқын шығудан кейін өте баяу төмендеуі байқалады.

Новаялар

Новалар да күрт жарылыстардың нәтижесінде пайда болады, бірақ суперновалардан айырмашылығы, олар туған жұлдызды жоймайды. Сондай-ақ, суперновалардан өзгеше, новалар термоядролық синтездің кенеттен басталуынан тұтанады, бұл белгілі бір жоғары қысым жағдайларында (дегенерацияланған материя) күшті ылдамдама алады. Олар тығыз екіжұлдыздар жүйесінде қалыптасады, олардың бірі – екінші, қалыпты жұлдыздан материяны жинап алатын ақ жұлдыз, және ондаған жылдардан ғасырларға дейін, тіпті мыңжылдықтарға дейін қайталануы мүмкін. Новалар олардың жарық қисығының өзгеруіне қарай жылдам, баяу немесе өте баяу деп жіктеледі. Көптеген новалар қалыс көзбен байқалған, соның ішінде Nova Cygni 1975 жақындағы тарихтағы ең жарқыны болып есептеледі, ол 2-ші шамаға дейін жетеді.

Қарақоштар

Карлик нобалар – ақ ергежейлі жұлдызды қамтитын қос жұлдыз, онда құрамдас бөліктер арасындағы зат алмасу мерзімді жарылыстарға себеп болады. Карлик нобалардың үш түрі бар: U Geminorum жұлдыздары, олардың жарылыстары шамамен 5–20 күнге созылады, одан кейін әдетте бірнеше жүз күндік тыныш кезеңдер келеді. Жарылыс кезінде олар әдетте 2–6 шамаға дейін жарықтанады. Бұл жұлдыздар SS Cygni айнымалылары ретінде де белгілі, бұл айнымалы түрінің ең жарқын және жиі байқалатын көріністерін көрсететін Cygnus шамалы айнымалысының атымен аталады. Z Camelopardalis жұлдыздарында, ең жоғары және ең төменгі жарқыраудың арасында, тұрақтанған деп аталатын жарқыраудың платолары кейде байқалады. SU Ursae Majoris жұлдыздары жиі кішкентай жарылыстарға және сирек, бірақ ірі супержарылыстарға ұшырайды. Бұл екіжұлдыздық жүйелердің орбиталық периоды әдетте 2,5 сағаттан кем болады.

DQ Геркулис айнымалылары

DQ Herculis жүйелері – массасы аз жұлдыздың күшті магниттік ақ жұлдызға масса беріп тұратын өзара әрекеттесетін қос жұлдыздар. Ақ жұлдыздың айналу периоды екі жұлдыздың орбиталық периодынан әлдеқайда қысқа болады және кейде фотометриялық периодика ретінде анықталады. Аккрециялық диск әдетте ақ жұлдыздың төңірегінде қалыптасады, бірақ оның ең ішкі бөліктері ақ жұлдыздың магниттік күшімен шектеледі. Ішкі дисктегі материя ақ жұлдыздың магниттік өрісіне түскеннен кейін, жинақталатынша магниттік өріс сызықтарымен қозғалады. Ерекше жағдайларда ақ жұлдыздың магниттігі аккрециялық дискінің пайда болуына тосқауыл қояды.

АМ Геркулис айнымалылары

Бұл катастрофикалық жұлдыздарда ақ ердің магнит өрісі соншалықты күшті, ол ақ ердің айналу периодын екіжұлдыздық орбиталық периодпен синхронизациялайды. Аккрециялық диск пайда болмай, аккрециялық ағын ақ ердің магнит өрісінің сызықтары арқылы, магнит полюсіне жақын ақ ерге соққанша бағытталады. Аккреция аймағынан шығатын циклотрон сәулеленуі бірнеше дәрежелік орбиталық өзгерістерге себеп болуы мүмкін.

Z Andromedae айнымалылары

Бұл симбиоздық екілік жүйелер қызыл алып жұлдыз бен ыстық көк жұлдыздан құралған, олар газ және шаң бұлтымен оранылған. Олар 4 шамаға дейінгі амплитудалы жаңа жұлдыз сияқты жарылыстарды бастан өткереді. Бұл класс жүйенің прототипі – Z Андромедасы.

AM CVn айнымалылары

AM CVn айнымалылары – ақ ербеттен гелийге бай материалды басқа ақ ербеттен, гелий жұлдызынан немесе дамыған негізгі тізбек жұлдызынан жинақтайтын симбиотикалық екіжұлдыздар. Олар ультрақысқа кезеңдерде күрделі өзгерістерге түседі немесе кейде өзгермейді.

Сыртқы өзгермелі жұлдыздар

Сыртқы айнымалылардың екі негізгі тобы бар: айналмалы жұлдыздар және жарық шығуын өзгертетін жұлдыздар.

Айналмалы жұлдыздар

Үлкен күн дақтары бар жұлдыздар айналғанда жарықтығының айтарлықтай өзгеруін көрсетуі мүмкін, осы кезде бетінің жарық бөліктері көрінеді. Жарық дақтар магниттік жұлдыздардың магниттік полюстерінде де пайда болады. Эллипсоид пішіндес жұлдыздар да өз беттерін бақылаушыға әртүрлі бұрыштан көрсеткенде жарықтығының өзгеруін көрсете алады.

Эллипсоидты айнымалылар

Бұл өте жақын қосжұлдыздар, олардың құрамдас бөліктері серпіліс әсерінен шар тәрізді емес. Жұлдыздар айналғанда, олардың бетінің бақылаушыға қараған бөлігінің ауданы өзгереді, бұл өз кезегінде Жерден көрінетін жарықтығына әсер етеді.

Жұлдыздық дақтар

Жұлдыздың беті біркелкі жарқырамайды, қараңғырақ және жарық аймақтары болады (күннің күн дақтары сияқты). Жұлдыздың хромосферасы да жарықтығы бойынша өзгерістерге ұшырауы мүмкін. Жұлдыз айналғанда жарықтығының бірнеше ондық бөлігіне дейін өзгеретінін байқаймыз.

FK Comae Berenices айнымалылары

[[File:FKComLightCurve.png|thumb|right|ФК Комае Беринесинің жарық қисықтары. Негізгі график ТЕСС деректерінен алынған қысқа мерзімді өзгерулерді көрсетеді;

ДРАКОНИС өзгермелі жұлдыздарымен

BY Draconis жұлдыздары K немесе M спектральдық класына жатады және 0,5 шамадан (жарықтығының 70% өзгеруі) аспайды.

Alpha2 Canum Venaticorum айнымалылары

Alpha2 Canum Venaticorum (α2 CVn) айнымалы жұлдыздары – магнит өрістеріндегі өзгерістерге байланысты 0,01-ден 0,1-ге дейінгі шамада (1%-дан 10%-ға дейін) өзгеретін, B8–A7 спектрлік класындағы негізгі тізбектегі жұлдыздар.

SX Arietis айнымалылары

Бұл кластағы жұлдыздардың жоғары айналу жылдамдығынан туындаған магнит өрістерінің өзгеруіне байланысты шамамен 0,1 шамадағы жарықтығының өзгеруі байқалады.

Оптикалы өзгермелі пульсарлар

Көрінетін жарықта небары бірнеше пульсар табылды. Бұл нейтронды жұлдыздар айналғанда жарықтығы өзгеріп отырады. Жылдам айналуының нәтижесінде жарықтықтағы өзгерістер өте жылдам, миллисекундтан бірнеше секундқа дейін. Алғашқы және ең жақсы зерттелген мысалы – Краб пульсары.

Жарық түсіретін қос жүйелер

Сыртқы айнымалы жұлдыздардың жарқырауы жер бетіндегі бақылаушыларға сыртқы факторлардың әсерінен өзгереді. Мұның ең көп кездесетін себебі – екі жұлдыздан тұратын қос жұлдыз жүйесінің болуы. Белгілі бір бұрыштардан қарағанда, бір жұлдыз екіншісін жауып, жарқырауының азаюына себеп болуы мүмкін. Ең әйгілі жарық өзгермелі қос жұлдыз – Алгол, немесе Бета Персей (β Per).

Алголь айнымалылары

Алголь айнымалылары бір немесе екі ең төмен нүктесі бар тұтылуларға ұшырайды, олар шамалы тұрақты жарықпен бөлінеді. Бұл кластың прототипі – Персей шоқжұлдызындағы Алгол.

Қос кезеңді айнымалылар

Қос кезеңді айнымалы жұлдыздар циклдық масса алмасуды көрсетеді, бұл орбиталық кезеңнің өте ұзақ мерзімде болжамды түрде өзгеруіне себеп болады. Ең жақсы белгілі мысалы – V393 Scorpii.

Beta Lyrae айнымалылары

Бета Лира (β Lyr) айнымалылары – Шеляк жұлдызының атымен аталатын өте жақын екі жұлдызды жүйелер. Осы кластағы тұтылу айнымалыларының жарық қисықтары үнемі өзгеріп тұрады, сондықтан әрбір тұтылудың нақты басталу және аяқталу уақытын анықтау қиынға түседі.

W Serpentis айнымалылары

W Serpentis – материалды алып немесе супергиганттан, одан массасы зор, ықшам жұлдызға беріліп жатқан, жартылай байланысқан қос жұлдыздар класының прототипі болып табылады. Олар материалдық дискідегі аккрециялық ыстық нүктелерден күшті ультракөк сәуле шығару арқылы сипатталады және ұқсас β Lyr жүйелерінен ерекшеленеді.

W Ursae Majoris айнымалылары

Бұл топтағы жұлдыздардың периоды бір күннен кем. Жұлдыздар соншалықты жақын орналасқан, олардың беттері дерлік жанасып тұр.

Планеталық транзиттер

Жұлдыздары бар жұлдыздардың жарықтығы өзгерістерін көрсетуі мүмкін, егер олардың планеталары Жер мен жұлдыздың арасынан өтіп кетсе. Бұл өзгерістер жұлдыз серіктерінде байқалатын өзгерістерден әлдеқайда кішкентай және оларды анықтау үшін өте жоғары дәлдікті талап ететін бақылаулар қажет. Мысалдарға HD 209458 және GSC 02652 01324, сондай-ақ Кеплер миссиясымен анықталған барлық планеталар мен планета үміткерлері жатады.