# Değişen yıldız
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. Değişen Yıldızlar Genel Kataloğu'nun (GCVS) en güncel verilerine göre Samanyolu'nda 46.000'den fazla, diğer gökadalarda 10.000 ve bunlara ek olarak parlaklık değişiminden şüphelenilen 10.000'in üzerinde yıldız kataloglanmıştır. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.


## Keşif.
Değişken bir yıldızın keşfine dair en eski tarihi belge, yaklaşık 3.200 yıl önce derlenmiş bir Antik Mısır şanslı ve şanssız günler takvimi olabilir. Bu takvimde Algol adlı örten ikili yıldızın döngüsüne dair kanıtlar bulunmuştur. Modern gökbilimcilerden önce Avustralya Aborjinlerinin de Betelgeuse ve Antares'in parlaklık değişimlerini gözlemleyip sözlü geleneklerine aktardıkları bilinmektedir.
Modern gökbilimciler arasında ilk değişen yıldız, 1638'de Johannes Holwarda'nın Omicron Ceti'nin (daha sonra Mira olarak adlandırıldı) 11 aylık bir döngüde zonkladığını fark etmesiyle tanımlandı. Bu yıldız daha önce 1596'da David Fabricius tarafından bir nova olarak nitelendirilmişti. Bu keşif, 1572 ve 1604'te gözlemlenen süpernovalarla birlikte, yıldızlı gökyüzünün Aristoteles ve diğer antik filozofların öğrettiği gibi ebediyen değişmez olmadığını kanıtladı. Böylece değişen yıldızların keşfi, on altıncı ve on yedinci yüzyıllardaki astronomi devrimine katkıda bulunmuştur.
Tanımlanan ikinci değişen yıldız, 1669'da Geminiano Montanari tarafından keşfedilen örten ikili yıldız Algol'du. Değişkenliğinin doğru açıklaması ise 1784'te John Goodricke tarafından yapıldı. Daha sonra Gottfried Kirch, 1686'da Chi Cygni'yi ve 1704'te Giovanni Domenico Maraldi R Hydrae'yi keşfetti. 1786 yılına gelindiğinde on değişen yıldız biliniyordu. John Goodricke ayrıca Delta Cephei ve Beta Lyrae'yi de keşfetti. 1850'den sonra, özellikle de 1890'da fotoğrafçılığın kullanıma girmesiyle bilinen değişen yıldızların sayısı hızla arttı.
1930'da astrofizikçi Cecilia Payne-Gaposchkin, özellikle Sefe değişenlerine odaklanarak çok sayıda değişen yıldız gözlemi yaptığı "The Stars of High Luminosity" (Yüksek Işıma Güçlü Yıldızlar) adlı kitabını yayımladı. Eşi Sergei Gaposchkin ile birlikte yürüttüğü analizler ve gözlemler, bu konudaki tüm sonraki çalışmaların temelini atmıştır.


## Değişkenliğin Tespiti.
En yaygın değişkenlik türleri parlaklıktaki değişimleri içerir, ancak özellikle tayftaki değişimler gibi başka değişkenlik türleri de meydana gelir. Gökbilimciler, ışık eğrisi verilerini gözlemlenen tayf değişiklikleriyle birleştirerek, belirli bir yıldızın neden değişken olduğunu sıklıkla açıklayabilirler.


### Değişen yıldız gözlemleri.
Değişen yıldızlar genellikle fotometri, spektrofotometri ve spektroskopi kullanılarak analiz edilir. Bu ölçümlerden elde edilen parlaklık değişimleri, ışık eğrisi adı verilen bir grafik oluşturmak için çizilir. Düzenli değişenler için değişim dönemi ve genlik büyük bir doğrulukla belirlenebilirken, birçok değişen yıldız için bu nicelikler zamanla yavaşça veya bir dönemden diğerine değişebilir. Işık eğrisindeki en yüksek parlaklık noktaları maksimum, en düşük noktalar ise minimum olarak bilinir.
Amatör gökbilimciler bir değişen yıldızı, parlaklıkları bilinen ve sabit olan diğer yıldızlarla aynı teleskopik görüş alanı içinde görsel olarak karşılaştırarak önemli bilimsel çalışmalar yapabilirler. Değişen yıldızın parlaklığını tahmin edip gözlem zamanını not alarak görsel bir ışık eğrisi oluşturulabilir. Örneğin, AAVSO, dünya çapındaki katılımcılardan bu tür gözlemleri toplar ve bilim camiasıyla paylaşır.
Işık eğrisinden aşağıdaki gibi veriler elde edilir:
  - Parlaklık değişimlerinin dönemsel, yarı dönemsel, düzensiz veya tek seferlik olup olmadığı.
  - Parlaklık dalgalanmalarının dönemi.
  - Işık eğrisinin şekli (simetrik olup olmadığı, açısal mı yoksa yumuşak geçişli mi olduğu, her döngünün tek bir minimum mu yoksa birden fazla mı içerdiği vb.).
Tayf analizinden ise şu veriler elde edilebilir:
  - Yıldızın türü: Sıcaklığı, aydınlatma sınıfı (cüce yıldız, dev yıldız, üstdev vb.)
  - Sistemin tek bir yıldız mı yoksa ikili yıldız mı olduğu. (İkili yıldızın birleşik tayfı her iki üyenin de özelliklerini taşıyabilir)
  - Tayfın zamanla değişip değişmediği (örneğin, yıldızın periyodik olarak daha sıcak veya daha soğuk hale gelmesi)
  - Tayftaki spektral çizgilerin dalga boylarındaki kaymalar. Bu durum, Doppler etkisi sayesinde yıldızın periyodik olarak genişleyip büzülmesi, dönmesi veya genişleyen bir gaz kabuğu gibi hareketlere işaret eder.
  - Yıldızdaki güçlü manyetik alanların varlığı.
  - Anormal emisyon veya soğurma çizgileri. Bunlar, sıcak bir yıldız atmosferinin veya yıldızı çevreleyen gaz bulutlarının göstergesi olabilir.
Çok nadir durumlarda, bir yıldız diskinin doğrudan görüntüsünü elde etmek de mümkündür. Bu görüntüler, yüzeyindeki daha koyu lekeleri ortaya çıkarabilir.


### Gözlemlerin yorumlanması.
Işık eğrileriyle tayf verilerini birleştirmek, genellikle bir değişen yıldızda meydana gelen değişikliklere dair ipuçları verir. Örneğin zonklayan bir yıldızın kanıtı, yüzeyinin periyodik olarak bize doğru ve bizden uzağa hareket etmesiyle (aynı parlaklık döngüsü frekansında) tayfında oluşan kaymalarda bulunur.
Tüm değişen yıldızların yaklaşık üçte ikisinin zonkladığı düşünülmektedir. 1930'larda gökbilimci Arthur Eddington, bir yıldızın iç yapısını tanımlayan matematiksel denklemlerin yıldızın zonklamasına neden olan kararsızlıklara yol açabileceğini gösterdi. En yaygın kararsızlık türü, yıldızın dış katmanlarındaki iyonlaşma derecesindeki salınımlarla ilgilidir ve κ-mekanizması olarak bilinir.


### Gözlem organizasyonları ve kataloglar.
Değişen yıldızların tipik fotometrik parametrelerinin uzun zaman ölçekleri içinde izlenmesi, parlaklık ve renk değişimine neden olan fiziksel süreçlerin daha iyi anlaşılmasını sağlayacaktır. Ancak eldeki gözlemsel veri miktarı, bu anlamda bir irdeleme için henüz yeterli boyutlarda değildir ve gözlemlerin büyük bir kısmı gelecek kuşaklara miras olarak bırakılmaktadır. Bu açıdan bakıldığında değişen yıldızların uzun zaman aralığına dağılmış kesintisiz gözlemlerinin yapılması ve bu gözlemlerin sistematik olarak arşivlenmesi büyük önem taşımaktadır.
Günümüzde birçok uluslararası hakemli dergi, değişen yıldızlar üzerine yapılmış çalışmaları yayına kabul ederken fazla yer tuttuğu gerekçesiyle orijinal gözlem verilerini yayınlamaktan kaçınmaktadır. Bu ise zaman içinde eldeki orijinal gözlem verisinin bir şekilde kaybolmasına yol açmaktadır. Bunu önlemek amacıyla Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) komisyonları, uzun süreden beri değişen yıldızların yayınlanmamış fotometrik gözlemlerinin arşivlenmesini üstlenmiştir. Viyana Gözlemevi'nden M. Breger'in önderliğinde başlayan ve şu anda Nebraska Üniversitesi'nden E. Schmidt ile devam eden bu organizasyon, gözlemlerin elektronik formatta CDS (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg) veritabanı yolu ile arşivlenmesini ve dağıtımını gerçekleştirmektedir. Arşivde yer alan yıldızların gözlemlerine ilişkin bilgiler, IBVS (Information Bulletin of Variable Stars, Konkoly Obs., Budapest) adlı bültende düzenli olarak yayımlanmaktadır. Değişen yıldızlar hakkında genel taramalar yapmak ve bu verilere erişmek için çeşitli kataloglar ile elektronik veritabanları mevcuttur. Bunlardan en önemlileri:
 - Profesyonel Veritabanları ve Kataloglar
  - GCVS Kataloğu (General Catalogue of Variable Stars)
  - ADS veritabanı (Astrophysics Data System – NASA)
  - SIMBAD veritabanı (Set of Identifications, Measurements, and Bibliography for Astronomical Data)
  - CDS veritabanı (Centre de Données Astronomiques de Strasbourg)
 - Amatör ve Uluslararası Gözlem Grupları
Ayrıca çok sayıda amatör organizasyon, değişen yıldızların sistematik gözlemlerinin yapılması ve arşivlenmesi konusunda çalışmaktadır. Bu organizasyonların katkısı göz ardı edilemeyecek ölçüde büyüktür. Bunlardan en önemlileri:
  - AAVSO (American Association of Variable Star Observers)
  - BAAVSS (British Astronomical Association – Variable Star Section)
  - AFOEV (Association Française des Observateurs d'Etoiles Variables)
  - RASNZ (Royal Astronomical Society of New Zealand)
  - BAV (Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne)
  - IAPPP (International Amateur Professional Photoelectric Photometry)
  - BBSAG (Bedeckungsveränderlichen-Beobachter der Schweizerischen Astronomische Gesellschaft)
  - VSNET (International Mailing List on Variable Stars)
  - CAS (Czech Astronomical Society – Variable Star Section)
   - B.R.N.O. – O-C Gateway
   - Open European Journal on Variable stars
   - MEDUZA
  - Krakow Observatory (Kreiner's (O-C) Catalogue)
  - Krakow Observatory Minima Database
  - GEOS (Groupe Européen d'Observation Stellaire)
  - VSOLJ (Variable Star Observers League in Japan)
  - Eclipsing Binary Observers
 - Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) Komisyonları
Bu alandaki resmi çalışmaları ise Uluslararası Astronomi Birliği'nin (IAU) ilgili iki komisyonu yürütmektedir:
  - 27. Komisyon, Commission 27. Variable Stars
  - 47. Komisyon, Commission 42. Close Binary Stars


## Değişen yıldızların isimlendirilmesi.
Değişen yıldız isimleri, Uluslararası Astronomi Birliği (I.A.U.) tarafından atanan bir komite tarafından belirlenir. Adlandırma, bir takımyıldız içindeki değişen yıldızların keşfedilme sırasına göre yapılır. Bulunan yıldızın eğer Yunan harfi ile başlayan ismi varsa, yıldız o adla anılmaya devam eder. Aksi takdirde, bir takımyıldızdaki ilk değişen yıldız R harfi ile adlandırılır, ondan sonraki S olur ve bu şekilde Z'ye kadar devam eder. Bir sonraki yıldız RR olarak isimlendirilir, sonra RS'den RZ'ye kadar; SS'den SZ'ye kadar adlandırma devam eder ve böylece ZZ'ye gelinir. Bundan sonra alfabede başa dönülür ve AA, AB ile başlayıp QZ'ye kadar devam eder. J harfinin kullanılmadığı bu sistem 334 ismi kapsar. Samanyolu'ndaki bazı takımyıldızlarda o kadar çok değişen yıldız vardır ki, bunlar için ek terimler gerekmektedir. QZ'den sonraki değişenler V335, V336 vb. olarak adlandırılırlar. Sonra yıldızları simgeleyen harfler takımyıldızın latince adının –in hali ile birleştirilir. En yaygın olarak, AAVSO'ya yollanacak raporlarda zorunlu olduğu gibi, üç harflik kısaltma kullanılır.
Bu terminolojik sistem ilk defa 1800'lerin ortalarında Friedrich Argelander tarafından ortaya atılmıştır. Argelander'in bu sıralamaya büyük R ile başlamasının iki nedeni vardı: Küçük harfler ve alfabenin ilk sırasındaki harfler diğer cisimlere ayrılmış; büyük harfler ve alfabenin sonlarındaki harfler kullanılmamıştı. Ayrıca Argelander yıldız değişkenliğinin nadir bir olay olduğunu ve bir takımyıldız içinde 9'dan fazla değişen yıldızın yer alamayacağını düşünüyordu (bugün bunun kesinlikle doğru olmadığını biliyoruz).


## Sınıflandırma.
İki çeşit değişen yıldız vardır: Değişkenliği yıldızın içinde ya da yıldız sistemindeki fiziksel bir değişiklikten kaynaklanan "iç etkenli" (intrinsic) yıldızlar ve başka bir yıldız tarafından örtülme ya da yıldız sistemindeki dönmeden kaynaklanan değişimler gibi nedenlerle ortaya çıkan "dış etkenli" (extrinsic) yıldızlar.
  - İç etkenli değişen yıldızlar: Değişkenliği yıldızın içinde ya da yıldız sistemindeki fiziksel değişiklikten oluşur ve iki alt gruba ayrılır.
   - Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır.
   - Kataklizmik veya patlayan değişenler, ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.
  - Dış etkenli değişen yıldızlar: başka bir yıldızın örtmesi ya da yıldız sistemindeki dönmeden kaynaklanan tutulma nedeniyle ortaya çıkar ve iki altgruba ayrılır.
   - Örten ikililer, yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın ikili sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur.
   - Dönen değişenler, ışıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden (yıldız lekeleri) kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönen yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.


## İç etkenli değişen yıldızlar.
Türlere ait örnekler bu bölüm içerisinde verilmiştir.


### Zonklayan değişen yıldızlar.
Zonklayan değişenler, yüzey katmanlarında dönemsel genişleme gösteren yıldızlardır. Zonklamalar, radyal (merkezden yayılan) ya da radyal olmayan şekildedir. Radyal atımlı bir yıldızın biçimi küresel kalır, oysaki radyal olmayan atımlar yapan bir yıldız, dönemsel olarak küresellikten sapabilir. Aşağıdaki zonklayan değişken yıldız tipleri, atım dönemleri, kütleleri ve yıldız etrafındaki evrimsel durumları ile atım karakterleri bakımından birbirlerinden ayrılabilir.


#### Sefeler ve sefe benzeri değişenler.
1 ila 70 günlük dönemler halinde ve 0.1 ila 2 kadir parlaklığı arasında zonklarlar. Bu dev yıldızlar maksimum kadirde iken yüksek ışınımda ve F tayf sınıfında, minimum kadirde ise G'den K'ya kadarki tayf konumundadır. Bir Sefe'nin tayf sınıfı harfi ne kadar sonra ise, dönemi de o kadar uzundur. Sefeler, dönem / parlaklık bağlantısına uyarlar ve parlak ve kısa dönemlidirler.


##### Delta Sefe değişenleri.
Parlaklıklarındaki değişim 0,1 ila 2 kadir farkı arasında olur. Bu değişim önce ani bir artış, sonra yavaş bir azalma olarak görülür. Sefelerin uzaklıklarıyla, mutlak parlaklıkları (belirli bir uzaklıktan (10 parsek), ölçülen parlaklık) arasında bir ilişki vardır. Bu nedenle gökadaların ya da küresel kümelerin uzaklıkları ölçülürken, içlerinde bulunan bu yıldızlardan yararlanılır.


##### W Virginis değişenleri.
W Virginis değişenleri hem hale hem de kalın disk popülasyonlarında yer alan yıldızlardır. Kütleleri 0.6 M􀁾 civarında ve dönemleri 0.75-40 gün arasındadır. Radyal zonklayan bu yıldızların da tayflarında dönem başına, içten yüzeye yayılan şok dalgalarının etkisi görülmektedir. W Virginis değişenlerinin ışık eğrisi biçimlerinin, zoklama dönemine bağımlılığı, klasik Sefe'ler için ortaya konan "Hertzsprung dizisi"ni takip etmektedir. Ancak çıkıntının (bump) iniş veya çıkış kolunda bulunmasını ayıran sınır-dönem değeri 1.5 gün civarındadır.


##### RR Lyrae değişenleri.
Kısa dönemli (0.05 ile 1.2 gün), zonklayan, genellikle A sınıfı tayflı beyaz dev yıldızlardır. Sefelerden daha yaşlı ve daha az kütlelidirler. RR Lyrae yıldızlarının değişim genliği 0.3 ile 2 kadir arasındadır.


##### Delta Scuti değişenleri.
Delta Scuti (δ Scuti) yıldızları, dönemleri 0.3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0.001 kadirden 0.8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki "karasızlık kuşağı" içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir.


##### SX Phoenicis değişenleri.
PopII üyesi zonklayan A2-F5 altcüceleri (Çoğul dönemli).


##### Hızlı salınım gösteren Ap yıldızları.
Anakol üzerinde bulunan ve bir alt tür olarak Delta Scuti değişenlerine benzeyen, A veya bazen F0 tayf türündeki yıldızlardır. Birkaç dakikalık çok hızlı dönemlere ve binde birkaç kadirlik değişim genliklerine sahiptirler.


#### Erken tayf (O ve B) Mavi-beyaz değişenler.
##### Beta Cephei değişenleri.
Beta Cephei (β Cephei) değişenleri, kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır. Bu grubun, yıldız astrofiziği ve zonklama kuramı açısından ayrıcalıklı bir yeri vardır. Çünkü β Cephei değişenlerinin zonklamalarını doğuracak ve devam ettirecek teoriler yakın tarihe kadar tutarlı bir düzeye erişmemiştir ve kuramcıları hâlen uğraştırmaktadır.


##### Yavaş zonklayan B-tipi yıldızlar.
Beta Cephei değişenlerinden biraz daha az parlak olan, ancak daha uzun dönemlere ve daha büyük genliklere sahip sıcak anakol yıldızlarıdır.


##### PV Telescopii değişenleri.
Helyum üstdevleri, Bp yıldızlarıdır.


#### Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler.
Dönemleri 30 ile 1000 gün arasında değişen zonklayan kırmızı dev ya da üstdevlerdir. Tayfları genellikle M, R, C ya da N türündendir. Mira ve Yarı Düzenli diye 2 alt sınıfı vardır.


##### Mira değişenleri.
Mira değişenleri, Asimptotik dev kol (AGB) evresindeki kırmızı devlerdir. Bu yıldızlar, aylar süren dönemler (genellikle 80 ila 1000 gün arası) boyunca parlaklıklarını 2,5 ila 11 kadir arasında değiştirirler. Bu değer, ışıma gücünde 6 kattan 30.000 kata kadar bir değişime karşılık gelir. Bu sınıfa adını veren yıldız olan Mira'nın (Omicron Ceti, ο Cet) kendisi, yaklaşık 332 günlük bir dönemle parlaklığını neredeyse 2. kadirden 10. kadire kadar değiştirir. Görsel büyüklüğündeki bu çok büyük değişimlerin ana nedeni, yıldızın sıcaklığı değiştikçe enerji çıkışının büyük bir bölümünün görünür ışık ile kızılötesi tayf arasında yer değiştirmesidir. Başka bir deyişle yıldız soğudukça daha sönük görünür, çünkü enerjisinin çoğunu insan gözünün göremediği kızılötesi dalga boylarında yaymaya başlar. Bazı durumlarda Mira değişenleri, on yıllar boyunca süren çarpıcı dönem değişiklikleri gösterebilir. Bu durumun, evrimlerinin son aşamalarındaki AGB yıldızlarının geçirdiği termal zonklama döngüleriyle ilişkili olduğu düşünülmektedir.


##### Yarı düzenli değişenler.
Yarı düzenli ya da düzensiz aralıklarla ışık değişikliği dönemleri gösteren dev ya da üst devlerdir. Dönemleri 30 ila 1000 gün arasındadır ve parlaklık değişimleri 2.5 kadirden azdır.


##### Yavaş düzensiz değişenler.
Çoğu kırmızı dev olan bu yıldızlar, zonklayan türdendir. Adından da belli olduğu gibi ışık değişiklikleri genellikle dönemsel olmayıp, bazen de belli belirsiz bir dönemleri vardır.


#### RV Tauri değişenleri.
Karakteristik ışık eğrileri derinden sığa değişen minimumlar gösteren sarı üst devlerdir. Dönemleri, 30 ile 150 gün aralığında iki derin minimum ile tarif edilir. Parlaklık değişimleri 3 kadir kadar olabilir. Bunların bazıları yüzlerceden binlerce güne kadar sürebilen uzun dönem değişkenliği gösterirler. Genellikle tayf sınıfları G ile K arasındadır.


#### Alfa Cygni değişenleri.
GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A süperdevleri α Cygni değişenleri olarak adlandırılmış ve zonklayan yıldızlar sınıfına sokulmuştur. Bu grupta sadece B ve A türü üstdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır.


#### Gama Doradus değişenleri.
F ve geç A tayf tipi arasında yer alan ve radyal olmayan zonklamalar yapan anakol yıldızlarıdır. Dönemleri yaklaşık bir gün, parlaklık değişim genlikleri ise 0,1 kadir civarındadır.


#### Zonklayan beyaz cüceler.
Radyal olmayan zonklamalar yapan beyaz cücelerdir. Işık değişim dönemleri 30 saniye ile 25 dakika arasında değerlere sahiptir. V bandında ışık değişim genlikleri 0.2 kadir mertebesine kadar ulaşabilmektedir. "ZZ Ceti" değişenleri gösterdikleri tayf türlerine göre GCVS de 3 alt gruba ayrılmışlardır:
ZZA: hidrojen soğurma çizgili DA tayf türündeki beyaz cüceler (ZZ Cet gibi)
ZZB: helyum soğurma çizgili DB tayf türündeki beyaz cüceler (V777 Her gibi)
ZZO: Sürekli tayf veya PNNV ("değişken gezegenimsi bulutsu çekirdeği") yapılı DO tayf türündeki beyaz cüceler (GW Vir gibi)


#### Güneş benzeri salınımlar.
Güneş, periyotları yaklaşık 5 dakika olan çok sayıda modda ve çok düşük bir genlikle salınım yapar. Bu salınımların incelendiği bilim dalına helyosismoloji denir. Güneş'teki salınımlar, dış katmanlarındaki konveksiyon tarafından rastlantısal olarak (stokastik) tetiklenir. Aynı şekilde uyarılan diğer yıldızlardaki salınımları tanımlamak için Güneş benzeri salınımlar terimi kullanılır. Bu salınımların incelenmesi, asterosismoloji alanının güncel ve önemli araştırma konularından birini oluşturur.


#### BLAP değişenleri.
Mavi büyük-genlikli zonklayıcı (İng. Blue Large-Amplitude Pulsator - BLAP), tipik olarak 20 ila 40 dakika arasında değişen periyotlarla 0,2 ile 0,4 kadir arasında parlaklık değişimi gösteren bir zonklayan yıldız türüdür.


#### Hızlı zonklayan sarı üstdevler.
Hızlı zonklayan sarı üstdev (İng. Fast Yellow Pulsating Supergiant - FYPS), bir günden daha kısa periyotlu zonklamalar sergileyen, parlak bir sarı üstdevdir. Bu yıldızların, bir kırmızı üstdev evresini geride bırakarak evrimleştiği düşünülmektedir ancak zonklama mekanizması henüz bilinmemektedir. Bu sınıf, 2020 yılında TESS gözlemlerinin analiz edilmesiyle tanımlanmıştır.


### Püsküren değişen yıldızlar.
#### Ön yıldızlar.
Anakol öncesi yıldızlar (PMS), yıldızlararası ortamdaki (Yıldızlararası madde - Interstellar Medium – ISM) maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar.


##### Herbig Ae/Be yıldızları.
Herbig tarafından 1960 yılında genel özellikleri ortaya konan Herbig Ae/Be yıldızlarının, T Tauri yıldızları ile önemli ölçüde benzer yanları vardır. Görsel ve morötesi bölge tayflarında izlenen emisyon çizgileri, kuvvetli kütle atımlarını işaret eden P Cygni profiline sahip yapılar, kızılötesi ve milimetre-altı dalgaboylarında izlenen ve çevrelerinde önemli ölçüde tozdan oluşma çevresel maddenin varlığına işaret eden şiddetli artık ışınımlar gözlenen ortak özelliklerdir. Ayrıca uzaydaki konumları açısından da T Tauri yıldızları ile benzerlik göstermektedirler ve genel olarak karanlık bulutsu bölgelerinde yer almaktadırlar.


##### Orion değişenleri.
Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler (GCVS de IS kodlu) ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan (GCVS de INT kodlu) düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Orionis türü değişenler (GCVS de FU kodlu) ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak "Orion Değişenleri" veya "Orion Popülasyonu" da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından "Bulutsu değişenleri" olarak da adlandırılmışlardır.


##### FU Orionis değişenleri.
FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren emisyon çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır.


#### Ana kol değişenleri.
##### Wolf-Rayet değişenleri.
Etkin sıcaklıkları 30000-50000 °K arasında olan, oldukça yüksek ışınım gücüne sahip genç Pop I üyesi yıldızlardır. Tayflarında, yüksek iyonizasyon seviyelerine ait geçişlerle oluşmuş, oldukça geniş ve şiddetli C, N, O, He ve Si emisyon çizgileri hakimdir. Soğurma tayfları ise normal O-B türü yıldızlara benzemektedir.


##### Parıltılı yıldızlar.
Kromosfer ve koronalarında çok şiddetli süreçlerle oluşan püskürmeler (flare) sonucu ışık değişimi gösteren yıldızlar.


#### Devler ve üstdevler.
Büyük yıldızlar nispeten maddelerini kolayca kaybederler. Bu nedenle patlamalar dev ve üstdev yıldızlar arasında çok yaygındır.


##### Parlak mavi değişenler (LBV).
Tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.


##### Gama Cassiopeiae değişenleri.
Gama Cassiopeiae (γ Cas) değişenleri; üstdev olmayan, hızlı dönen ve emisyon çizgilerine sahip B sınıfı yıldızlardır. Düzensiz dalgalanmaları 1,5 kadirin üzerindedir.


##### R Coronae Borealis değişenleri.
Nadir, parlak, hidrojen fakiri, karbon zengini üst devler olup, zamanlarının çoğunu maksimum parlaklıkta geçiren, bazen de düzensiz aralıklarla 9 kadir kadar sönebilen yıldızlardır. Sonra yavaşça birkaç aydan bir yıla kadar olan dönemde yeniden maksimum parlaklıklarına ulaşırlar. Bu grubun üyelerinin tayf türleri F'den K'ya ve R'ye kadar değişir.


##### RS Canum Venaticorum değişenleri.
Ca II'nin H&K emisyonuna sahip yakın çiftlerdir.


### Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar.
Patlayan değişenler olarak da bilinirler. Adının işaret ettiği gibi ara sıra yüzey tabakalarında ya da derinliklerinde termonükleer etkileşimler sonucu zaman zaman çok güçlü patlamalar görülür.


#### Süpernovalar.
Bu dev yıldızlar ani ve dramatik değişimler gösterir ve bir felaket patlaması sonunda parlaklıkları 20 kadir ya da daha fazla artabilir.


#### Parlak kırmızı nova.
İki yıldızın birleşmesinden kaynaklanan yıldız patlamalarıdır. Klasik novalar ile bir ilgileri yoktur. Kendilerine özgü kırmızı bir görünümleri ve ilk patlamanın ardından çok yavaş bir parlaklık düşüşleri vardır.


#### Novalar.
Bu yakın çift yıldız sistemleri, birincil yıldızı etrafında madde biriken bir beyaz cüce ve ikincil yıldızı düşük kütleli (güneşimizden biraz daha soğuk) bir ana kol yıldızından oluşur. İkincilden akan maddenin zamanla birikip beyaz cücenin yüzeyinde nükleer patlama yaratarak yanmasıyla sistemin parlaklığı bir ila birkaç yüz gün süresince 7 ila 16 kadir arasında artar. Patlamadan sonra yıldız yıllar içinde yavaş yavaş eski parlaklığına döner. Maksimum parlaklık civarında yıldızın tayfı A ya da F dev yıldızları gibidir.


#### Cüce novalar.
Güneşimizden biraz daha soğuk bir kırmızı cüce, bir beyaz cüce ve onu çevreleyen bir birikim diskinden oluşan, birbirlerine yakın çiftlerdir. Beyaz cücenin dengede olmayan diskten çektiği madde nedeniyle parlaklık 2 ila 6 kadir arasında artabilir. U Geminorum, Z Camelopardalis ve SU Ursae Majoris yıldızları olmak üzere üç alt sınıfları vardır:
  - U Geminorum yıldızları, minimum parlaklıkta geçen sessizlik (etkinsizlik) devresinden sonra birdenbire parlarlar. Yıldızına göre bu olay 30-500 günde bir olur ve 5-20 gün kadar sürer.
  - Z Camelopardalis yıldızları, fiziksel olarak U Geminorum yıldızlarına benzerler. "Hareketsiz duruş" diye adlandırılan bir sabit parlaklık evresiyle bölünen ve tekrarlanan değişimler gösterirler. Hareketsizlik evresi, maksimum ile minimum arasında yaklaşık üçte bir parlaklık seviyesinde çakılı olarak birkaç tekrar boyunca sürer.
  - SU Ursae Majoris yıldızları, fiziksel olarak Geminorum yıldızlarına benzer. Sistemin 2 değişik parlaması vardır  biri sönük, sık ve 1-2 günlük kısa süreli  diğeri parlak, daha seyrek ve 10-20 gün süren “süper parlama” şeklindedir. Süper parlamalar sırasında küçük dönemsel değişimler (süper tepeler) belirir.


#### Z Andromedae değişenleri.
Simbiyotik (ortak yaşayan) yıldızlardır.


## Dış etkenli değişen yıldızlar.
Dış etkenli değişenler iki ana gruba ayrılır: dönen yıldızlar ve örten ikililer.


### Dönen değişen yıldızlar.
Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönen yıldızlar genellikle ikili yıldız sistemleridir.


#### Küresel olmayan yıldızlar.
##### Eliptik değişenler.
Eliptik değişenler, tutulma göstermeyen çift yıldız sistemleridir. Bileşenlerinden biri veya her ikisi de karşılıklı tedirginlik kuvvetleri etkisi altında, birbirlerini birleştiren doğrultu boyunca uzamış ve "dönen eliptik" şeklini almıştır. Bu şekilde bir geometriye sahip bileşen yıldızlar, bir yörünge dönemi boyunca çift minimum ve çift maksimumlu bir ışık eğrisi vermektedir. İleri ölçüde şekil bozulmasına uğramış bileşenlerin sivri uçlarına yakın bölgelerinde (L1 noktası yönünde) daha güçlü kenar kararması etkisi gösterdikleri izlenmiştir ve bu bölgelerin oluşturduğu minimumlar göreli olarak daha derin olabilmektedir.


#### Yıldız lekeleri.
Yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır.


##### FK Comae Berenices değişenleri.
FK Com değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Com'un hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır.


##### BY Draconis değişeni yıldızları.
Tayflarında hidrojen emisyon çizgileri ile karakterize olan, dKe ve dMe tayf türünden geç tür cüce yıldızlardır. Bu yıldızlarda izlenen parklaklık değişimi, tekdüze olmayan yüzey parlaklık dağılımlarından kaynaklanmaktadır. Fotosferlerine oranla daha soğuk olan güneş benzeri leke bölgelerinin, yıldızın yarımkürelerinden birinde daha fazla yer alması halinde, dönme modülasyonu etkisiyle ışık değişimi ortaya çıkmaktadır.


#### Manyetik alanlar.
##### Alfa-2 Canum Venaticorum değişenleri.
B8p-A7p türü anakol yıldızlarıdır.


##### SX Arietis değişenleri.
Yüksek sıcaklıklı α2 CVn yıldızlarıdır.


##### Optik değişen atarcalar.
Atarcalar, çok hızlı dönen nötron yıldızlarıdır ve sonderece düzgün aralıklarla atmalar (puls) üretmektedirler. Dönemleri 1.558 msn ile 4.308 sn arasındadır. Atarcalar genellikle elektromanyetik tayfın radyo bölgesinde üretikleri atmalar ile farkına varılırlar. Bu nedenle "radyo atarcalar" olarak adlandırılar. Bunların arasından çok az sayıda örnek, görsel bölgede atmalar gösterir. Radyo ve görsel bölge pulsarlarının, x-ışını atarcaları ile karıştırılmaması gerekir. X-ışın atarcaları, adlarından da anlaşılacağı gibi, ışınımlarını (atmalarını) x-ışınları bölgesinde yapan ve çift sistem üyesi olan nötrön yıldızlarıdır.


### Örten ikililer.
Yörünge düzlemleri bakış çizgimize yakın çiftli sistemlerdir. Üyeleri düzenli olarak birbirlerini örterler ve görünür parlaklıklarında belirgin azalmalar olur. Sistemin yörünge dolanım dönemiyle aynı olan tutulmanın dönemi birkaç dakikadan yıllara kadar olabilir.


#### Algol değişenleri.
Algol türü sistemler (EA), örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır (0.01 kadirden birkaç kadire kadar). Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır (yıldızlardan birinin çok soğuk olması nedeniyle) veya hiç görünmez (yüksek yörünge basıklığından dolayı).


#### Beta Lyrae değişenleri.
GCVS'de EB olarak kodlanan bu alt grup, ışık eğrisi biçimine göre yapılmış sınıflamanın bir ürünüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birinci ve ikinci minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin baş minimum derinlikleri, yan minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur. Baskın tayf türü B-A arasındadır.


#### W Serpentis değişenleri.
Bu değişenler, dev veya üstdev bir bileşenden daha yoğun ve kütleli diğer bileşene madde aktarımı olan yarı-ayrık ikili sistemlerdir. Benzer Beta Lyrae sistemlerinden, madde yığılma diski üzerindeki sıcak noktalardan yayılan güçlü morötesi (UV) emisyonu ile ayırt edilirler.


#### W Ursae Majoris değişenleri.
Parlaklığı 7.75m ve 8.48m arasında değişen bir çift yıldızdır.


### Gezegen geçişleri.
Gezegenleri olan yıldızlar, gezegenleri Dünya ile yıldız arasından geçtiğinde parlaklık değişimleri de gösterebilir. Bu değişimler, yıldız yoldaşlarında görülenlerden çok daha küçüktür ve yalnızca son derece hassas gözlemlerle saptanabilir. Örnekler arasında HD 209458 ve GSC 02652-01324 ile Kepler Görevi tarafından tespit edilen tüm gezegenler ve gezegen adayları sayılabilir. GCVS'de "EP" olarak sınıflandırılır.