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. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.

Keşif

1638'de Johannes Holwarda  Omicron Ceti'nin 11 aylık sürelerle zonkladığını keşfetti; 1596'da David Fabricius Omicron Ceti'yi bir nova olarak nitelendirmişti. 1642 yılında Johannes Hevelius tarafından Mira (Latince "mükemmel") adı verildi.
İkinci olarak Algol, 1669 yılında Geminiano Montanari tarafından değişen olarak tanımlandı. John Goodricke, 1784 yılında değişen için doğru bir tanımlama yaptı. Daha sonra 1686 yılında G. Kirch Chi Cygni'yi ve 1704 yılında G. D. Maraldi R Hydrae'yı keşfetti ve bunları diğerleri izledi. 1786 yılına gelindiğinde on değişen yıldız biliniyordu. John Goodricke, Delta Cephei ve Beta Lyrae'yı keşfetti. Değişen yıldızların keşfi 1850 yılından ve özellikle de 1890 yılından sonra, fotografi tekniğinin gelişmesiyle büyük bir hızla artmıştır.

Değişen türleri

Değişenlik için en yaygın tür parlaklık değişimidir ama diğer türlerde de tayflarda çok özel değişiklikler meydana gelir. Gökbilimciler, gözlemledikleri tayf değişikliklerini ışık eğrisi verileri ile birleştirerek yeni tanımlamalar yapmışlardır.

Bünyesel 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.

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 halen uğraştırmaktadır.

PV Telescopii değişenleri

Helyum üstdevleri, Bp yıldızlarıdır.

Devler ve üstdevler

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

Z Andromedae değişenleri

Simbiyotik (ortak yaşayan) yıldızlardır.

Dış etkenli değişen yıldızlar

Yıldızın dışında gerçekleşen fiziksel süreçlerle oluşan değişimlerdir.

Dönel değişen yıldızlar

Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönel yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.

Yıldız lekeleri

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

BY Draconis değişeni yıldızları

Tayflarında hidrojen salma 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.