Kataklizmik değişen yıldızlar

Kataklizmik değişen yıldız (CV), kütle kazanan bir dejenere yıldız (beyaz cüce) ve ona kütle veren büyük bir yoldaştan oluşan yarı ayrık çift sistemlerdir.
Dev yıldızın Roche lobundan yüksek açısal momentumlu madde dejenere yıldıza doğru akar ve dejenere yıldızın çevresinde bir disk oluşturur. Yoldaş yıldız her zaman değil ama çoğunlukla anakol yakınında veya üzerinde olan geç tip bir yıldız olabilir. Ayrıca yoldaşın dev bir yıldız veya beyaz cüce olduğu durumları da vardır. Çiftin tamamı bizim Güneş sistemi büyüklüğünde bir sistem içine sığabilir.
Bu tür sistemlerde, dev yıldızdan transfer edilen kütle beyaz cüceyi çevrileyen diskin dış kenarlarındaki madde ile çarpışarak bu noktalarda parlak lekeler meydana getirir ve bu lekeler ışık eğrisinde yörüngenin belli evrelerinde parlaklık artışı olarak gözlenir. Genelde lekeler göreceli olarak durgun dış diske göre daha sıcaktırlar (1500 – 4000 °K). Parlak lekeler yüksek kütle akımı durumlarında pek fazla belirgin değildirler. Genel olarak Kataklizmik Değişenlerin her birinin farklı bir karakteristik patlama morfolojisi vardır. Kataklizmik Değişenlerin birçoğunda, beyaz cüce termonükleer bir süreç meydana getirecek kadar kütle biriktirdiğinde patlama meydana gelir. Onun için her türün kendine özgü bir davranışı vardır ve bunlar tek tek incelenmelidir

Kataklizmik değişenlerin modeli

Çift sistemin, iki bileşeni arasındaki mesafe yeterince küçük olursa (büyük yoldaşın çapından küçük olursa) kütle çekim kuvvetinin ürettiği çok büyük gel-git kuvveti oluşur. Ayrıca iki yıldızın yüksek yörüngesel hızlarından dolayı önemli merkezkaç kuvvetlerine sahiptirler. İki yıldızın birbirine yaklaşımı ise sınırlıdır, yani iki yıldız arasındaki mesafe limitlidir. Bu limitin aşılması durumunda, normal koşullar altında büyük bileşenin L₁ Lagrange noktası civarında beyaz cüceye kütle akımı başlar. Transfer edilen kütle yüksek açısal momentumlu olup, yoğun yıldızı çevreleyen disk civarında toplanır. Diskin kütle toplamasından dolayı buna yığılma diski denir. Transfer edilen kütle, yığılma diskinin en dış tabakalarına akar ve parlak sıcak lekenin oluşmasına neden olur.
Dev yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranına bağlı olarak, sıcak lekenin parlaklığı belirli zaman aralıklarında yavaşça azalabilir ya da sabit kalır. Yoldaş yıldızdan transfer edilen kütle oranı genelde sabittir, fakat bu transfer edilen maddenin disk boyunca dağılımı homojen değildir. Kütle transferi çok yüksek ya da çok düşük olur ise, disk sadece o zaman kararlı bir denge durumunda olabilir; orta değerlerde ise disk her iki denge durumu arasında hızlı değişimler yapmaya zorlanır. Kataklizmik Değişenlerde kuvvetli ve zayıf X-ışını salma durumlarına göre iki kütle akım geometrisi üretilmiştir. Birinci halde X-ışını, disk ile dejenere yıldız arasında salınır. Hızlı yörüngesel dönme hareketleri nedeniyle transfer edilen kütle disk tabakalarında aşırı dağılmaya zorlanır ve sonuç olarak bu tabakalar arasında X–ışını üretimi olur. İkinci halde, maddenin dejenere yıldız üzerine hızlı akması maddeye bir kinetik enerji kazandırır. Bu kinetik enerjinin disk tabakalarının yüzeyinde serbest kalmasıyla güçlü şoklar oluşur ve X–ışını salınır . Her iki tip modelde kuvvetli ve zayıf X–ışını verme durumu tamamen madde akımının çeşitliliğine ve miktarına göre değişecektir.

Kataklizmik değişenlerin kataloglanması

1600'ün üzerinde bilinen CV sistemi vardır.

Kataklizmik değişenlerin keşfi

İlk değişen yıldızın 13 Ağustos 1596'da İtalyan Fabricius tarafından keşfedilmesinden sonra, günümüze kadar geçen zaman içinde birçok değişen yıldız türü keşfedilmiştir. Bunlardan biri de Kataklizmik Değişen yıldızlardır, yani ani patlayan yıldızlardır. 1960'ta ilk cüce nova’nın keşfi ile başlayan bu tür yıldızların tarihi, birçok araştırma alanı için bir laboratuvar niteliği taşır. Birçok araştırmacı bu sistemlerin evrimi ile ilgili birçok bilgiye ulaşılmasında katkıda bulunmuşlardır. Örneğin; madde yığılmaları üzerinde yapılan çalışmalar, disk fiziği, nötron yıldızları, beyaz cüceler, X–ışını çiftleri için yapılan çalışmalar, yıldızlarda manyetik alanların varlığı ve nova patlamaları ile ilgili araştırmalar bu tür değişen yıldızların ne derece önemli olduklarını göstermektedir.
1960'ta Gaposchkins, U Geminorum'un sürekli patlama davranışını incelediğinde bunun farklı bir değişen yıldız olduğunu keşfetti. O tarihten bu yana U Geminorum gibi yakın çift sistemlerde, dev yoldaş yıldızdan madde akımları ile kütle kazanan beyaz cüceli sistemler "Kataklizmik Değişenler" olarak bilinir. İlk cüce nova olan U Geminorum'un 1855'de keşfedilmesine rağmen, kütle transferi sonucu beyaz cücenin etrafına toplanan maddenin bir disk oluşturması konusunda bir yüzyıl kadar hiç çalışılmamıştır. Kraft, 1990'da, 1950 – 1965 yılları arasında gökbilim gözlemleri ve teorik fizikçilerin ortaya çıkardığı verilerden yararlanarak bu tür yıldızlar için modern bir taslak oluşturdu.