Püsküren (veya patlayan) değişken yıldızlar, yıldızdan malzeme kaybolması veya bazı durumlarda yıldıza malzeme eklenmesi nedeniyle, düzensiz veya yarı-düzenli parlaklık değişimleri gösterir. İsimlerine rağmen bunlar patlayıcı olaylar değil, kataklismik değişkenliklerdir. (Kataklismik değişken yıldızlar, parlaklığı büyük bir faktörle düzensiz bir şekilde artan, ardından tekrar durgunlaşan yıldızlardır.)
Protostarlar (önyıldızlar), bir gaz nebuladan
gerçek bir yıldıza dönüşme sürecini henüz tamamlamamış olan genç objelerdir.
Çoğu protostar düzensiz parlaklık değişimleri gösterir.
Çok masif (2-8 solar kütle) Herbig Ae/Be yıldızlarının
değişkenliğinin, çevresel disklerde yörüngede dönen gaz-toz kümelerinden
kaynaklandığı düşünülmektedir.
Orion değişkenler
Orion değişkenleri, genellikle nebulositeye gömülü olan
genç, sıcak ön-ana-dizi yıldızlarıdır. Birkaç büyüklükte genliğe sahip düzensiz
periyotları vardır. Orion değişkenlerinin iyi bilinen bir alt türü, T Tauri
değişkenlerdir. T Tauri yıldızlarının değişkenliği, yıldız yüzeyindeki noktalar
ve çevresel disklerde yörüngede dönen gaz tozu kümelerinden kaynaklanmaktadır.
Bu yıldızlar yansıtıcı
nebulalarda bulunurlar, luminositelerinde
6 büyüklük
mertebesinde kademeli artışlar ve ardından uzun bir sabit parlaklık evresi
gösterirler. Daha sonra, uzun yıllar boyunca 2 büyüklük (altı kat) ya da daha
fazla sönükleşirler. Örneğin V1057 Cygni, on bir yıllık bir süre boyunca 2.5 büyüklük
(on kat) sönükleşti. FU Orionis değişkenleri, A'dan G'ye kadar spektral
tiptedir ve muhtemelen T Tauri yıldızlarının yaşamlarında bir evrim aşamasıdır.
Büyük yıldızlar malzemelerni nispeten kolay kaybederler. Bu
nedenle, patlamalar ve kütle kaybından kaynaklanan değişkenlik, devler ve
süperdevler arasında oldukça yaygındır.
S Doradus değişkenleri olarak da bilinen bilinen en aydınlık
yıldızlar bu sınıfa aittir. Örnekler, hiperdevler η Carinae ve P Cygni'yi
içerir. Kalıcı olarak yüksek kütle kayıplarına sahiptirler, ancak yıllar içinde
iç titreşimler yıldızın Eddington
sınırını aşmasına neden olur ve kütle kaybı önemli derecede artar. Genel luminosite
büyük ölçüde değişmese de görsel parlaklık artar.
Bu masif evrimleşmiş yıldızlar, yüksek luminositeleri ve
kararsızlık şeridinin üzerindeki konumları nedeniyle kararsızdır. Gözlemlenebilir
bir zaman ölçeğinde sürekli değişimlerle yüksek kütle kaybıyla ve ara sıra daha
büyük patlamalarla yavaş ve bazen büyük fotometrik ve spektroskopik
değişiklikler sergilerler. En iyi bilinen örnek Rho Cassiopeiae'dir.
R Coronae Borealis değişkenler
Patlayan değişkenler olarak sınıflandırılsa da, bu yıldızların
parlaklıkları periyodik artışlara uğramaz. Bunun yerine, zamanlarının çoğunu
maksimum parlaklıkta geçirirler; ancak düzensiz aralıklarla, aylar veya yıllar
içinde ilk parlaklıklarına dönmeden önce parlaklıkları aniden 1-9 büyüklük (2,5
– 4000 kat daha sönük) kadar azalır. Çoğu, luminosite açısından sarı üstdevler
olarak sınıflandırılır, ancak bunlar aslında AGB sonrası yıldızlardır, ancak
hem kırmızı hem de mavi dev R CrB yıldızları vardır. R Coronae Borealis (R CrB)
prototip yıldızdır. DY Persei değişkenleri, patlamalarına ek olarak periyodik
değişkenliğe sahip olan R CrB değişkenlerinin bir alt sınıfıdır.
Wolf–Rayet değişkenler
Klasik topluuk I Wolf–Rayet yıldızları, muhtemelen ikili
etkileşimler ve yıldızın etrafında dönen gaz kümeleri dahil olmak üzere birkaç
farklı nedene bağlı olarak, bazen değişkenlik gösteren masif sıcak yıldızlardır.
Helyum, nitrojen, karbon ve oksijen hatları ile geniş emisyon hattı
spektrumları sergilerler.
Gamma Cassiopeiae değişkenler
Gama Cassiopeiae (γ Cas) değişkenleri, ekvator bölgelerinde âni
dönme hızının neden olduğu maddenin dışarı atılması nedeniyle düzensiz olarak
1.5 büyüklüğe kadar (parlaklıkta 4 kat değişim) dalgalanan süper dev olmayan
hızlı dönen B sınıfı emisyon hatlı tipi yıldızlardır.
Alev yıldızlar
Ana-dizi yıldızlarında büyük patlamalı değişkenlik nadir
görülür. Yalnızca, UV Ceti değişkenleri olarak da bilinen alev yıldızları,
düzenli alevlenmelere maruz kalan çok sönük ana-dizi yıldızları arasında
yaygındır. Sadece birkaç saniye içinde parlaklıkları iki büyüklük (altı kat
daha parlak) kadar artar ve ardından yarım saat veya daha kısa sürede normal
parlaklığa geri dönerler. Yakıni birkaç kırmızı cüce, Proxima Centauri ve Wolf
359 dahil olmak üzere alev yıldızlardır.
RS Canum Venaticorum
değişkenler
Bunlar, yakınlarındakiler tarafından güçlendirildiğine
inanılan devasa güneş lekeleri ve alevler de dahil olmak üzere oldukça aktif
kromosferlere sahip yakın ikili sistemlerdir. Değişkenlik ölçekleri, yörünge
periyoduna yakın günlerden ve bazen de tutulmalarla birlikte, güneş lekesi
aktivitesi değiştikçe yıllara kadar değişir.
https://en.wikipedia.org/wiki/Variable_star#Eruptive_variable_stars
18 Nisan 2022
GERİ (astronomik obje)
GERİ (basit bedenler)
GERİ (intrinsik
değişken)
GERİ
(astronomik cisim)
