Varia stelo

Varia stelo aŭ ŝanĝiĝema stelo estas stelo kies brilo vidata elde Tero (ĝia ŝajna magnitudo), varias.

Tiu vario povas esti kaŭzita de ŝanĝo en la elsendita lumo aŭ de io, kiu parte baras la lumon; pro tio, la variaj steloj estas klasifikitaj kiel :
 Internecaj (aŭ esencaj) varioj, kies brilo reale ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo periode ŝvelas kaj malŝvelas.
 Eksterecaj (aŭ eksterkaŭzaj) varioj, kies brilo ne ŝanĝas, sed kies parto de la lumo, kiu atingas Teron, ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo havas sateliton kiu parte kaŝas ĝin.

Multe (eble plejparte) el la steloj estas pli-malpli variaj en lumeco: la lumeco de nia Suno, ekzemple, varias de ĉirkaŭ 0,1% laŭ 11-jara suna cikloSolar Constant  kaj laŭ pli mallonga ciklo de ĉirkaŭ 1000 tagoj.Le Soleil - Variation du diamètre solaire 

 Malkovro 
La unua varia stelo estis identigita en 1638 de Johannes Holwarda, kiu rimarkis ke Omikron Baleno (poste nomita "Mira") pulsas laŭ ciklo de 11 monatoj ; la stelo antaŭe estis priskribita kiel novao de David Fabricius en 1596. Tiu malkovro, kun la supernovaoj observitaj en 1572 kaj 1604, pruvis ke la steloj ne estis eterne senŝanĝaj kiel Aristotelo kaj aliaj antikvaj filozofoj instruis.

La dua varia stelo esti priskribita estis la eklipsa vario Algol, de Geminiano Montanari
en 1669 ; John Goodricke donis la taŭgan klarigon de ĝia varieco en 1784. Ĥio Cigna
(aŭ  χ Cygni) estis identigita en 1686 de Gottfried Kirch , kaj R Hidra en 1704 de
Giovanni Domenico Maraldi. En 1786 dek variaj steloj estis konataj. John Goodricke mem malkovris
Delton Cefean kaj . Ekde 1850, la nombro da konataj variaj steloj
rapide kreskis ĉefe post 1890 kiam ebliĝis identigi variajn stelojn per astrofotografio.

La eldono de 2008 de la Ĝenerala Katalogo de la Variaj StelojGeneral Catalog of Variable Stars (GCVS database, Version 2012 Feb.)  
listigas pli ol 46 000 variajn stelojn en nia propra Galaksio, 10 000 en aliaj galaksioj,
kaj pli ol 10 000 "suspektindajn" variojn.

 Malkovro de varieco 
La plej komunaj specoj de varieco estas ŝanĝoj en brilo, sed aliaj tipoj de variecoj ankaŭ okazas,precipe ŝanĝoj en la spektro. Kombinante datumojn de luma kurbo kun observitaj spektra ŝanĝoj, astronomoj ofte kapablas klarigi kial aparta stelo estas varia.

 Observoj de variaj steloj 
Oni ĝenerale analizas variajn stelojn fotometrio, spectrofotometrio kaj
spektroskopio. Ŝanĝoj en brilo estas registrita per la luma kurbo. En la kazo de regulaj variaj steloj,
la periodo de vario kaj la amplitudo povas facile esti establitaj. Kvankam, por multaj variaj steloj, tiuj
valoroj povas varii malrapide laŭ la tempo, aŭ eĉ de unu periodo al la sekva.

Amatoraj astronomoj povas fari utilajn scienca studo de variaj steloj, vide komparante la stelon kun
aliaj steloj, kies magnitudo estas konataj kaj konstanta, en la sama teleskopa
kampo. Per takso de la magnitudo kaj noto de la horo de observo, luma kurbo povas esti desegnita.

De la lumo kurbo la sekvaj datumoj estas derivitaj :
 Ĉu la variadoj de brilo estas periodaj, semiperiodaj, malregulaj, aŭ unika ?
 Kio estas la periodo de la brilaj variadoj ?
 Kia estas la formo de la luma kurbo (simetria aŭ ne, angula aŭ glate varia, ĉu ĉiu ciklo havas nur unu aŭ pli ol unu minimumojn, kaj tiel plu) ?

De la spektro la sekvaj datumoj estas derivitaj :
 Kia tipo de stelo estas: kio estas ĝia temperaturo, ĝia klaso (nana stelo, giganta stelo, supergiganto, ktp)?
 Ĉu estas unuopa aŭ kelkopa stelo ? (La kombinita spektro de duopa stelo povas montri elementoj de la spektroj de ĉiu steloj)
 Ĉu spektro ŝanĝas kun tempo? (Ekzemple, la stelo povas periode varmiĝi kaj malvarmiĝi)
 Ŝanĝoj en brilo povas forte dependi de la parto de la spektro observita (ekzemple, granda variadoj en videbla lumo, sed febla ŝanĝo en la infraruĝo)
 Se la ondolongoj de  glitas, tio montras movon (ekzemple, periodan ŝveladon kaj ŝrumpadon de la stelo, ĝian rotacion, ekspansion de gasa ŝelo : Efiko de Doppler)
 Forta stela magneta kampo havas efikon sur la spektro
 Nenormala spektraj linioj en elsendo aŭ absorbo indikas varman stelan atmosfero, aŭ gasaj nuboj ĉirkaŭas la stelo.

En tre maloftaj kazoj, eblas fari bildojn de la stela disko. Tiuj povas montri pli malhelajn makulojn sur ĝia surfaco.

 Interpretado de la observoj 
Per kombino de lumaj kurboj kun spektraj datumoj oni ofte ricevas indikon pri la ŝanĝoj kiuj okazas en la varia stelo.
Ekzemple, pruvo de pulsanta stelo troviĝas en ties spektro ĉar ĝia surfaco periode moviĝas rilate al ni, kun la sama
frekvenco kiel ĝia ŝanĝo de brilo.

Ĉirkaŭ du trionoj de ĉiuj variaj steloj ŝajnas esti pulsantaj. En la 1930-aj jaroj, la brita astronomo
Arthur Eddington montris ke la matematika modelo, kiuj priskribas la internon de stelo povas konduki al
nestabilecoj kiuj kaŭzas pulsojn en la stelo. La plej ofta speco de nestabileco estas rilatanta al osciladoj en la
grado de jonigado en la eksteraj, konvektivaj tavoloj de la stelo.

Oni supozu la stelon en ŝvela fazo. Ĝia ekstera tavolo pligrandiĝas, kaŭzante malvarmiĝo. Pro la
malkreskanta temperaturo, la grado de jonizo ankaŭ malgrandiĝas. Tio igas la gaso pli travidebla, kaj tiel
plifaciligas la elsendon de energio. Tio faras, ke la stelo komencas kuntiriĝi. Ĉar la gaso estas tiam
kunpremita, ĝi plivarmiĝas kaj la grado de jonizado denove pliigas. Tio igas la gaso pli opaka, kaj la
radiadoj provizore iĝas kaptitaj en la gaso. Tio plivarmigas la gason, farante, ke ĝi pligrandigas denove.
Tiel la ciklo de ekspansio kaj kunpremo (ŝvelado kaj ŝrumpado) estas tenita.

Oni scias, ke la pulsado de la cefeidoj estas kaŭzita de osciladoj en la jonigado de heliumo (de He++ al He+ kaj reen al He++)

 Nomenklaturo de la Variaj steloj 
En iu konstelacio, la unuaj variaj steloj malkovritaj estis indikitaj per literoj de R ĝis Z, ekz :
R Andromeda. Ĉi tiu sistemo de nomenklaturo estis disvolvita de la prusa astronomo
Friedrich Wilhelm Argelander, kiu donis al la unuan antaŭe sennoma varia stelo en konstelacio la
leteron R, la unua litero ne uzita de Bayer. Leteroj RR ĝis RZ, SS ĝis SZ,.. ĝis ZZ oni
uzas por la sekvantaj malkovroj, ekzemple RR Lyrae. Por postaj malkovroj, oni uzis la literojn AA ĝis AZ,
BB ĝis BZ,.. ĝis QQ ĝis QZ (kun J preterlasita). Kiam tiuj 334 kombinoj estas elĉerpitaj, la variaj steloj estas notitaj V335 kaj tiel plu, laŭ la ordo de malkovro.

 Klasifiko 
La variaj steloj estas aŭ internecaj varioj aŭ eksterecaj varioj.

 Internecaj variaj steloj, steloj kies varieco estas kaŭzitaj de ŝanĝoj en la fizikaj ecoj de la steloj mem. Tiu kategorio povas esti dividebla en tri subkategorioj.
 Pulsantaj varioj : steloj kies radiuso alterne grandigas kaj malgrandigas, laŭ natura procezo de maljuiĝo.
 Erupciaj varioj : steloj, kiuj spertas erupciojn sur siaj surfacoj aŭ elĵetoj de maso
 Kataklisma aŭ eksplodaj varioj : steloj, kiuj suferas kataklisman ŝanĝon en siaj ecoj kiel novaoj kaj supernovaoj.

 Eksterkaŭzaj varioj, kies brilo ne ŝanĝas, sed kies parto de la lumo, kiu atingas Teron, ŝanĝas ; ekzemple, ĉar la stelo havas sateliton kiu parte kaŝas ĝin.

 Eksterecaj variaj steloj : steloj kie la varieco estas kaŭzita de ekstera kaŭzoj kiel rotacio aŭ eklipsoj. Estas du ĉefaj subgrupoj.
 Eklipsa duopa stelo, duopaj steloj kie, kiel vidata elde Tero, unu stelo estas periode pli malpli kaŝita de la alia.
 Turnantaj varioj : steloj kies varieco estas kaŭzita de fenomenoj rilataj al ilia rotacio. Ekzemploj : steloj kun egaj "sunmakuloj", kiuj afekcias la ŝajnan brilon ; aŭ steloj, kiuj pro rapida rotacio, iĝas elipsoidaj.

Tiuj subgrupoj mem estas plue dividitaj en specifaj tipoj de variaj steloj kiuj estas kutime nomita laŭ lia
prototipo. Ekzemple,  estas tiel nomata « Stelo de tipo "U Ĝemela" », ĉar la unue malkovrita
el tiaj steloj estas U Ĝemela (aŭ U Geminorum) en la Ĝemeloj.

 Internecaj variaj steloj 
dekstra|eta|400ra|Tipoj de internecaj varioj en la Diagramo de Hertzsprung-Russell

 Pulsantaj steloj 
La pulsantaj stelojTeorio pri stela pulsado, de John P. Cox, Princeton, (1980) 
regule ŝvelas kaj malŝvelas laŭ radiuso, grando kaj spektro, plej ofte kun difinita periodo, foje duone-regule kun
averaĝa periodo kaj amplekso aŭ kun pseŭdoperiodo. La du plej gravaj tipoj estas:
 Cefeidoj kaj cefeid-similaj steloj : Ili havas mallongajn periodojn (tagoj al monatoj) kaj iliaj lumecaj cikloj estas tre regulaj;
 Long-periodaj varioj : Iliaj periodoj estas pli longaj, de la ordo de la jaro, kaj multe malpli regulaj.

 Cefeidoj kaj cefeid-similaj steloj 
Tiu grupo entenas plurajn speciojn de pulsantaj steloj kiuj tre regule grandiĝas kaj malgrandiĝas pro
resonanco laŭ iliaj masoj, ĝenerale je la fundamenta frekvenco. Ĝenerale, la mekanismo priskribia de Arthur Eddington estas opiniita kialigi la pulsojn de la cefeid-similaj steloj : la opakeco de la tavolo da heliumo dependas de la grado de jonigado : ju pli la gas-tavolo estas jonigita, des pli ĝi estas opaka. Ĉe ĝia minimumo la stelo kuntiriĝas, la tavolo estas pli jonigita kaj opaka kaj sekve sorbas la fuzian energion, tio, kio faras, ke la stelo pligrandiĝas. Kiam la stelo atingas certan grandon, la jonigado, do la opakeco de la gaso subite malkreskas, la energio nun for-radias pli facile ; la stelo malŝvelas kaj la ciklo rekomencas.

La klasikaj cefeidoj, la cefeidoj de tipo 2, la varioj de tipo RR Lyrae kaj Delta Scuti apartenas al la strio de malstabileco kiun oni opinias esti ŝuldata al la pulsoj de Eddington en heliumo, dum por la Beta Cefeidoj la pulsa mekanismo estas nekonata.

La steloj de la strio de malstabileco estas de spektra tipo de malfrua A ĝis M (konvencie, de "blanka" ĝis "ruĝa"). La Beto Cefeidoj apartenas al la tipo B aŭ kelkfoje malfrua O ("blua" kaj pli malhela "blua"). Ĝenerale en ĉiu subgrupo estas konstanta rilato inter periodo kaj absoluta magnitudo, tiel kiel
rilato inter periodo kaj averaĝa denso de la stelo. Tiu rilato periodo-lumeco estis establita por la Deltaj Cefeidoj fare
de Henrietta Swan Leavitt.

 Klasikaj cefeidoj 
La klasika cefeidoj (aŭ varioj Delta Cephei) estas  de la
loĝantaro I, kiuj montras pulsojn de tre regula periodo de grandordo de kelkaj tagoj al
kelkaj monatoj.

La , Edward Pigott malkovris la variecon de Eto Agla , la unua konata
reprezentanto de la klaso de cefeidoj. Tamen, la "eponimo" de la klasikaj cefeidoj estas la stelo Delto Cefea
() , kies variecon malkovris John Goodricke kelkajn monatojn poste.

La cefeidoj estas gravaj ĉar ili estas tipaj  : Iliaj lumeco estas rekte kongruas kun ilia periodo de
variado, kaj ankaŭ malforte dependas de la metaleco. Ju pli longa estas la pulsa
periodo, je pli helaj estas la stelo. Kiam la rilato periodo-lumeco estas determinata, la lumeco de
donita cefeido, kies periodo estas konata, povas esti kalkulata. Ĝia distanco estas tiam facile kalkulata sur bazo
de ŝajna magnitudo. Observoj de cefeidoj estas tre grava por determini distancojn al galaksioj ene de la
Loka Grupo kaj preter. La rilato inter la periodo kaj lumeco por klasikaj cefeidoj estis malkovrita en 1908 de
Henrietta Swan Leavitt post ekzameno de miloj da variaj steloj. Edwin Hubble uzis tiun metodon por pruvi, ke
la tiel nomataj "spiralaj nebulozoj" estas fakte malproksimaj galaksioj.

Inter la plej brilaj steloj en la ĉielo, la nuna Norda Stelo (Alpha Ursae Minoris) estas cepheido.

 Cefeidoj de tipo 2 
La cefeidoj de tipo 2 (historie nomitaj stelojW Virginis ) havas regulan pulsan lumecon kaj rilaton periodon-lumecon tre simila al tiu de la klasika cefeidoj, do ili komence estis konfuzitaj kun la tiu-ĉi kategorio. Tamen ila apartenas al la loĝantaro II, (male al la cefeidoj de tipo 1, anoj de la loĝantaro I) kun pli malgranda metaleco. Ilia havas rilaton periodo-lumeco, sed malsimila de tiuj de la klasikaj cefeidoj : por donita periodo ili estas malpli luma ol la cefeidoj de tipo 1 ; tio, kiu kondukas subtaksi iliajn distancojn.

Tipo II cefeidoj konstitui malsama klaso de stelo kun lumeco rilato ofseto de la δ cefeidoj. Tipo II cefeidoj steloj apartenas ankaŭ al Loĝantaro Mondmilito , kompare al Loĝantaro mi de δ cefeidoj, kaj tiel havas pli malaltan metalicidad.

 Varioj de tipo RR Lyrae 
Tiuj steloj estas iom simila al cefeidoj, sed ne estas tiel hela. Ili estas pli maljunaj ol la cefeidoj, anoj de la Loĝantaro II.
Ĉar ili ofte aperas en la , ili estas foje nomataj stelamasaj cefeidoj. Ili havas ankaŭ bone
stabilan rilaton periodo-lumeco, kaj tiel estas ankaŭ utilaj indikiloj de distanco. Tiuj steloj de
spektra tipo A varias de ĉirkaŭ 0,2 - 2 magnitudoj (20% al pli ol
500% de ŝanĝo en lumeco) dum periodo de kelkaj horoj ĝis kelkaj tagoj aŭ pli.

 Varioj de tipo Delta Scuti 
La varioj Delta Scuti estas similaj al cefeidoj sed prefere pli mallumaj, kaj kun pli mallongaj periodoj. Ili estis iam
konata kiel nanaj cefeidoj. Ili ofte montras multajn supermetitaj periodoj, kiu kombine formas tre malsimplan
. La tipa vario Delta Scuti havas amplitudon de 0,003 - 0,9 magnitudoj
(0,3% al ĉirkaŭ 130% de ŝanĝo en lumeco) kaj periodo de 0,01 - 0,2 tagoj. Iliaj spektraj tipoj kutime estas
inter A0 kaj F5.

 Varioj de tipo SX Phoenicis 
Tiuj steloj de spektraj tipoj Al2 al F5, simila al varioj Delta Scuti troviĝas ĉefe en , Ili
fluktuas en siaj briloj en la ordo de 0,7 magnitudoj (ĉirkaŭ 100% de ŝanĝo en lumeco) kun periodo de 1 al 2 horoj.

 Rapide oscilantaj varioj de tipo Ap 
Tiuj steloj de spektra tipo A aŭ foje F0, sub-klaso de varioj δ Scuti troviĝas sur la ĉefa sekvenco. Ili havas
ekstreme rapidan variadoj kun periodoj de kelkaj minutoj kaj amplitudoj de kelkaj milonoj de magnitudo.

 Long-periodaj varioj 
Long-periodaj varioj estas malvarmaj, evoluiĝintaj steloj, kiuj varias kun periodoj de la grandordo de semajnoj ĝis pluraj jaroj.

 Varioj de tipo Mira 
La varioj de tipo Mira estas tre malvarmaj ruĝaj gigantoj, kiuj montras tre grandajn pulsojn. Estas opiniata, ke ties
La mekanismo estas pulsado de Eddington, kiel por la flavaj cefeidoj (vidu supre), sed kun tavolo da
molekula hidrogeno (H2) kiel tavolo de varia opakeco anstataŭ tavolo da heliumo. Ĉar
hidrogeno estas la plej abunda elemento preskaŭ ĉie en la Universo kaj en la steloj, la pulsoj ĝenerale havas grandan
amplitudon. Super periodoj de kutime multaj monatoj, iliaj lumeco varias inter 2,5 kaj ĝis 11 magnitudo
(6-oble al 30 000-oble de ŝanĝo en lumeco). Mira, ankaŭ konata kiel Omicron Ceti
(aŭ Omikronon Balena) ĝi varias en brilo de preskaŭ la 2-a magnitudo ĉe sia maksimumo al la 10-a magnitudo
kun periodo de proksimume 332 tagoj.

 Duonregulaj varioj 
Ĉi tiuj estas kutime  aŭ supergigantoj. Duonregula varioj povas montri difinitan periodon dum ia
tempodaŭro, sed ankaŭ iri tra periodoj de malregulaj variadoj. Konata ekzemplo de duonregula vario estas Betelĝuzo (aŭ alfo Oriona), kiu varias de la magnitudoj +0,2 al +1,2 (faktoro 2,5 de ŝanĝo en lumeco).

 Malrapidaj malregulaj varioj 
Ĉi tiuj estas kutime ruĝaj gigantoj aŭ supergigantoj kun malgranda aŭ nenia periodeco. Ili ofte estas duonregula varioj malbone studitaj, ofte kun pluroblaj periodoj, aliaj povas estis kaosaj

 Varioj de tipo Beta Cephei 
La varioj Beta Cephei , (ankaŭ nomitaj varioj Beta Canis Majoris, ĉefe en Eŭropo suferas pulsado de mallonga
periodo de la grandordo de 0,1 - 0,6 tagojn kun amplitudo de 0,01 - 0,3 magnitudoj (1 % al 30% de ŝanĝo en lumeco). Ili estas
en maksimumo de brilo dum minimuma grando. Multaj steloj de ĉi tiu tipo havas plurajn periodojn de pulsado.

Notu, ke la varioj Beta Cephei formas klason tute disa el tiu de la klasikaj cefeidoj.

 Malrapidaj pulsantaj de tipo B 
Malrapide pulsantaj steloj de tipo estas varma steloj de ĉefa sekvenco, iomete malpli hela ol la steloj Beta Cephei , kun longaj periodoj kaj pli grandaj amplitudoAn Observational Overview of Pulsations in β Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars de P. De Cat 

 Varioj de tipo PV Telescopii 
La steloj en tiu klaso estas supergigantoj de tipo Bp kun periodo de 0,1 - 1 tago kaj amplitudo de 0,1 magnitudo
averaĝe. Iliaj spektoj havas la neordinareco montri malfortajn  de
hidrogeno, dum aliflanke la linioj de karbono kaj heliumo estas tre fortaj.

 Varioj de tipo RV Tauri 
Ĉi tiuj estas flavaj supergigantoj kiuj montras alterne profundan kaj malprofundan minimumoj. Tiu variado
kun duobla pinto havas tipan periodojn de 30-100 tagoj kaj amplitudoj de 3 - 4 magnitudoj. Supermetante
al ĉi-tiu variado, povas esti longtempaj variadoj sur periodoj de kelkaj jaroj. Iliaj spektroj estas de tipo C aŭ
G je ilia maksimuma brilo kaj tipon K aŭ M je ilia minimuma brilo.

 Varioj de tipo Alfa Cygni 
La varioj de tipo Alfa Cygni estas "ne-radiuse pulsantaj" supergigantoj de spektraj klasoj
Bep al AepIa. Iliaj periodoj iras de pluraj tagoj al pluraj semajnoj, kaj iliaj amplitudoj de
variado estas tipe de la ordo de 0,1 magnitudoj (10% de ŝanĝo en lumeco). La luma variado, kiu ofte ŝajnas malregula,
estas kaŭzitaj de la supermetado de multaj osciladoj kun proksimaj periodoj. Denebo (Alfo Cigna) estas la prototipo
de tiu klaso.

 Varioj de tipo Gamma Doradus 
Tiuj ne-radiuse pulsantaj steloj de tipo Gamma Doradus (γ Dor) estas varioj de la ĉefa sekvenco de spektra
klasoj F al malfrua A. Ilia periodoj estas ĉirkaŭ unu tago kaj iliaj amplitudo estas tipe de la ordo de 0,1 magnitudo.

 Pulsantaj blankaj nanoj 
Tiuj ne-radiuse pulsantaj steloj havas mallongajn periodojn de centoj al miloj da sekundoj (alimaniere dirita : de
minutoj al horoj) kun malgranda luma vario de 0,001 al 0,2 magnitudoj. Konataj tipoj de pulsantaj
 (aŭ antaŭ-blanka nano) inkluzivas la DAV , aŭ ZZ Ceti ; steloj, kun atmosfero kie hidrogeno
dominas kaj spektra tipo DA ; la DBV , aŭ V777 Her , steloj, kun atmosfero kie heliumo dominas kaj la
spektra tipo DB ; kaj GW Vir steloj, kun atmosferoj kie dominas heliumo, karbono, kaj oksigeno. La steloj
GW Vir povas esti subdividitaj en steloj DOV kaj PNNV.

 Sun-similaj osciladoj 
Suno oscilas kun tre malalta amplitudo en granda nombro da modusoj havantaj periodojn ĉirkaŭ 5 minutoj. La
scienco, kiu studas tiujn oscilojn estas tiel nomata Heliosismologio (aŭ "Suntremo-scienco"). Osciladoj en
Suno estas stokastike ŝuldataj al konvekto en la eksteraj tavoloj. La termino "sun-similaj
osciladoj" esta uzas por priskribi osciladojn en aliaj steloj kiuj estas ekscitataj laŭ la sama maniero kaj la studo de
tiuj osciloj estas unu el la ĉefaj temoj de esploroj en la fako de la Asterosismologio (aŭ Steltremo-scienco).

 Erupciaj variaj steloj 
 Protosteloj 
La protosteloj (aŭ steloj de la antaŭ-ĉefa sekvenco) estas junaj objektoj kiuj ankoraŭ ne finis la procezon
de kuntiriĝo de gasa nebulozo al vera stelo. Plejparto el la protosteloj montras malregulajn variadojn de brilo.

 Steloj de Herbig Ae/Be 
Oni opinias, ke la varieco de mashavaj steloj de Herbig Ae/Be (2 al 8 ) estus ŝuldata al
amasoj da gaso kaj polvo, orbitantaj en la ĉirkaŭstelaj diskoj.

 Varioj de tipo Oriono 
La varioj de tipo Oriono estas junaj, varmaj steloj de la antaŭ-ĉefa sekvenco, kutime ene de nebulozo.
Ili havas malregulajn periodojn kun amplitudoj de kelkaj magnitudoj. Bone konata subklaso de varioj Oriono
estas la varioj de tipo T Tauri. La varieco de steloj T Tauri estas ŝuldata al makuloj sur la
stela surfaco kaj amasoj da gaso kaj polvo en la ĉirkaŭstela disko.

 Varioj de tipo FU Orionis 
Tiaj steloj troviĝas en  kaj montras laŭgradajn kreskojn de sia lumeco de la ordo de 6 magnitudoj sekvitaj de longa fazo de konstanta brilo. Ili tiam malfortiĝas de 2 magnitudoj (ses foje malpli luma) dum periodo de pluraj jaroj. V1057 Cygni, ekzemple, malfortiĝas de 2,5 magnitudo, (dekoble malpli luma) dum periodo de 11 jaroj. La varioj de tipo FU Orionis estas de spektra tipo A al G kaj estas eble evolua fazo en la vivo de steloj T Tauri.

 Gigantoj kaj supergigantoj 
Grandaj steloj perdas sian materion relative facile. Pro tio, eruptiva steloj estas sufiĉe komunaj inter la gigantoj kaj supergigantoj.

 Helaj bluaj variaj steloj 
La klaso de la helaj bluaj variaj steloj, ankaŭ konata kiel "variaj steloj de tipo S Doradus",
entenas la plej helajn konatajn stelojn. Ekzemploj : la  η Carinae kaj P Cygni.
Ili havas permanentan grandan perdon de maso, sed je intervaloj de jaroj, interna pulsoj faras, ke la stelo
superas sian limon de Eddington kaj perdas ege pli da maso. Vida brilo pliigas
kvankam la entuta lumeco estas grandparte neŝanĝita. Gigantaj erupcioj observitaj en kelkaj
helaj bluaj varioj estas tiom brila, ke il aspektas kiel , kaj povas esti diversaj
tipoj de eventoj.

 Flavaj hipergigantoj 
Tiuj mashavaj evoluiĝintaj steloj estas malstabilaj pro lia alta lumeco kaj pozicio sur la strio de nestabileco,
kaj ili montras malrapidan sed kelkfoje grandajn fotometriajn kaj
spektrodskopajn ŝanĝojn pro la alta mas-perdo kaj okazajn grandajn erupciojn, kombinitajn
kun verŝajnaj centjaraj variadoj sur observebla skalo de tempo. La plej konata ekzemplo estas
Roto Kasiopea (Rho Cassiopeiae).

 Varioj de tipo R Coronae Borealis 
Kvankam klasita kiel eruptivaj varioj, tiuj steloj ne suferas perioda kreskoj en brilo, sed anstataŭe ili restas
plejparte el tempo je maksimuma brilo. Je malregula intervaloj, tamen, ili subite malbrilias de 1 al 9 magnitudoj
(2,5 al 4000 fojoj pli malluma), kaj malrapide reakiri sian maksimuman brilon en tempo de monatoj ĝis jaroj.
Oni opinias, ke tiuj variadoj estas kaŭzita de formado de polvo en la atmosfero de la stelo RY Sagittarii ; stelo kiu fumas, el la paĝaro de NewScientist 
R Coronae Borealis (R CrB) estas la prototipo stelo. Aliaj ekzemploj inkludas Z Ursae Minoris (Z Umi) kaj
LIA Tauri (LIA Tau). DY Persei varioj estas subklaso de R CrB varioj kiuj havas perioda varieco
krom iliaj erupcioj.

 Wolf-Rayet steloj 
Wolf-Rayet steloj estas mashavaj varmaj steloj kiuj suferas periodajn elĵetojn de masoj kaŭzante, ke ili iĝas pli brilaj de 0,1 magnitudo averaĝe. Ili montras elsendajn spektron kun larĝaj  de heliumo, azoto, karbono kaj oksigeno.

 Varioj de tipo Gamma Cassiopeiae 
La varioj de tipo Gamma Cassiopeiae (γ Cas) estas steloj de tipo BIII-IVe kiuj fluktuas neregule ĝis 1,5 magnitudo (kvarobliĝas en lumeco) pro la elĵeto de materio en sia ekvatoraj regionoj kaŭzita de rapida rotacio.

 Flagraj steloj 
, ankaŭ konata kiel steloj de tipo UV Ceti, estas tre malbrilaj ĉef-sekvencaj steloj, kiuj havas regulajn flagrojn.
Ili pliigas en brilo ĝis 2 magnitudoj (ses foje pli hela) en nur kelkaj sekundoj, kaj revenas al normala brilo en duonhoro
aŭ malpli. Pluraj proksimaj  estas flagraj steloj, inkluzive Proksima Centaŭro kaj Wolf 359.

 Varioj de tipo RS Canum Venaticorum 
Tiuj estas striktaj duopaj sistemoj kun tre grandaj kromosfera aktiveco,
inkludante grandegajn sunmakulo kaj erupcioj, kiun oni opinias esti aktivataj fare de
proksima satelita stelo. La grandordo de la vario de kelkaj tagoj, proksime de la orbita periodo kaj kelkfoje
ankaŭ kun eklipsoj, al pluraj jaroj kiel la sunmakula aktiveco varias.

 Kataklismaj aŭ eksplodaj variaj steloj 
300ra|dekstra|eta|Ekspansio de la "luma eĥo" de ruĝa varia stelo V838 Unukornula

 Supernovaoj 
Supernovaoj estas la plej dramaj tipoj de kataklismaj varioj, estante iuj de la plej energiaj eventoj en la
universo. Unu supernova povas mallongtempe elsendi tiom da energio kiel tuta galaksio, pli-brilante
pli ol 20 magnitudoj (pli ol cent milionoj da fojoj pli hela). La supernova eksplodo estas kaŭzita de blanka nano
aŭ stela kerno, kiu atingas certan limon de maso / denso tiel nomata limigo de Chandrasekhar , kaŭzante, ke
la objekto kolapsas en frakcio de sekundo. Ĉi-tiu kolapso "resaltas" kaj kaŭzas, ke la stelo eksplodas kaj
elsendas ĉi tiam enorman kavanton da energio. La eksteraj tavoloj de tiaj steloj estas forblovitaj kun rapido de
pluraj miloj da kilometroj en horo. La forpelita materio povas formi nebulozojn nomitaj
. Konata ekzemplo de tia nebulozo estas la Kraba Nebulozo , lasita de
supernovao observita en Ĉinio kaj Nord-Ameriko en 1054. La kerno de la stelo aŭ la blanka nano
povas ĉu fariĝi neŭtrona stelo (ĝenerale pulsaro ) ĉu tute diseriĝi en la eksplodo.

Supernovaoj povas rezulti de la morto de ekstreme mashava stelo, multfoje pli peza ol la Suno.
Je la fino de la vivo de tiu mashava stelo, kerno da ne-fuzibla fero estas formita de la
"cindroj" de nuklea fuzio. Tiu fera kerno estas puŝita trans la limigon de Chandrasekhar kaj do kolapsas.

Supernova povas ankaŭ rezulti de transporto de maso sur  elde alia akompananta stelo en
duopa sistemo La limigo de Chandrasekhar estas transpasita pro la falado da materio. La absoluta lumeco de tiu
lasta tipo de supernovao estas rilata al propraĵoj de ĝia lumo kurbo, tiel ke tiuj supernovaoj povas esti
uzataj por kalkuli la distancon al aliaj galaksioj. Unu el la plej studitaj supernovaoj estas SN-1987a en la
Granda Magelana Nubo.

 Novaoj 
Novaoj estas ankaŭ la rezulto de katastrofaj eksplodoj, sed male al supernovaoj, la stelo ne estas detruita.
Ankaŭ kontraste supernovaoj, novaoj ekbrilas pro subita termonuklea fuzio, kiu, sub certaj kondiĉoj de alta
premo (degenera materio) eksplode plirapidiĝas. Ili aperas en striktaj duopaj sistemoj
(tie estas duopa stelo, kies komponatoj orbitas proksime unu de la alia). Unu komponanto estas blanka nano
kiu akreskas la materion elŝirita el la alia ordinara stela komponanto. Eksplodoj eblas
ripetiĝi je periodoj de jardekoj, jarcentoj aŭ jarmiloj. La novaoj estas klasifikataj en rapida , malrapida aŭ
tre malrapida , laŭ ties luma kurbo. Pluraj nudokule videblaj novaoj estis registritaj,
V1500 Cigna la plej brila en la freŝa historio, atingante la 2-an magnitudon.

 Nanaj novaoj 
 estas duoblaj steloj, kies unu komponanto estas blanka nano sur kiu transporto de materio estigas regulajn periodajn eksplodojn. Estas tri tipoj de nanaj novaoj :
 Stelo de tipo U Ĝemela, kies eksplodoj daŭras proksimume 5-20 tagoj, sekvitaj de trankvila periodoj de tipe kelkaj centoj da tagoj. Dum eksplodo ili tipe pligrandigas de 2 al 6 magnitudoj. Tiaj steloj estas ankaŭ tiel nomataj "variaĵoj de tipo SS Cigna", laŭ la varia stelo en Cigno, unu el plej brila kaj plej ofta de tiu tipo de vario.
 Stelo de tipo Z Ĝirafa , ĉe kiu okaza altebenaĵoj de brilo, tiel nomataj "haltotempo" meze inter maksimuma kaj minimuma brilo.
 Stelo de tipo SU Granda Ursina, kiuj montras ambaŭ oftajn malgrandajn eksplodojn, kaj pli maloftajn sed grandajn "superesplodojn". Tiuj duopaj sistemoj kutime havas orbitalaj periodoj de malpli ol 2,5 horoj.

 Varioj de tipo Z Andromedae 
Tiuj simbiozaj duopa sistemoj estas formitaj de unu ruĝa giganto kaj unu varma blua stelo ĉirkaŭvolvita en nubo de gaso kaj polvo. Ili montras eksplodojn similaj al tiuj de novaoj, kun amplitudo de ĉ. 4 magnitudoj.

 Eksterecaj variaj steloj 
Estas du ĉefaj grupoj de eksterecaj variaj : turnantaj steloj kaj eklipsaj steloj.

 Turnantaj variaj steloj 
Steloj kun vastaj sunmakuloj povas montri signifajn variadojn de brilo kiam ili turnas, kaj brilaj partoj de la
surfaco venas en vido. Brilj makuloj ankaŭ okazaj ĉe la  de . Steloj kun
elipsoida formoj povas ankaŭ montri ŝanĝojn en brilo kiam ili prezentas variajn areojn de iliaj surfacoj
al la observanto.

 Ne-sferaj steloj 
 Elipsoidaj varioj 
Tiuj estas duopaj steloj tre proksimaj unu de la alia, kiuj pro tio ne estas sfera pro sia reciproka tajda forto. Kiel la steloj turnas, la areo de ties surfaco prezentita al la observanto ŝanĝas kaj tio influas ilia brilo vidata de Tero.

 Stelaj makuloj 
La surfaco de la stelo estas ne uniforme brila, sed havas pli malhela kaj brila areoj (kiel Suno havas sunmakulojn). Ankaŭ la stela kromosfero povas varii en brilo. Kiel la stelo rotacias, ni observas brilo variadoj de kelkaj dekonoj de magnitudoj.

 Varioj de tipo FK Comae Berenices 
Tiaj steloj rapidege rotacias (~ 100 km / s ĉe la ekvatoro), pro tio ili estas en formo de elipsoido. Ili estas (ŝajne) simplaj gigantaj steloj kun spektra tipo G kaj K kaj montras fortajn kromosferajn liniojn de elsendo. Ekzemploj estas FK Com, HD 199178 kaj Uc Lib. Ebla ekspliko por la rapida rotacio de la steloj FK FK Berenica Harara estas, kiu ili rezultus de la kunfandado de (kontaktaj) duopaj steloj.

 Varioj de tipo BY Draconis 
La varioj BY Draconis estas steloj de spektra klaso K aŭ M kaj varias de malpli ol 0,5 magnitudoj (70% de ŝanĝo en lumeco).

 Magneta kampo 
 Varioj de tipo Alfa-2 Canum Venaticorum 
La varioj Alfa-2 Canum Venaticorum (α2 CVn) estas ĉefsekvencaj steloj de spektra klaso B8 al A7 kiuj montras fluktuojn de 0,01 al 0,1 magnitudoj (1% al 10%) pro ŝanĝoj en siaj 

 Varioj de tipo SX Arietis 
La steloj de ĉi-tiu klaso fluktuas en brilo de ĉ. 0,1 magnitudo kaŭzitaj de ŝanĝoj en siaj magnetaj kampoj pro rapidega rotacio.

 Pulsaroj optike variaj 
Malmulte da pulsaroj estis observitaj en videbla lumo. Tiuj  ŝanĝas en brilo ĉar ili turnas. Pro la rapida rotacio, varioj de brilo estas rapidegaj, de milisekundoj al kelkaj sekundoj. La unua kaj la plej bona konata ekzemplo estas la Kraba Pulsaro.

 Eklipsaj duopaj steloj 
eta|Eklipsa duopaj stelo. Sube : vario de la observata lumeco

Ekstereca varioj havas variadoj en ilia brilo, vidita de teraj observantoj, pro iu ekstera kialo. Unu de la plej komunaj kialoj estas la ĉeesto de akompananta stelo, tiel ke ambaŭ formas duopan stelon. Kiam vidita de iuj anguloj, unu stelo eklipasa la alian, tio kaŭzas redukto de brilo. Unu el la plej famaj eklipsaj duopaj steloj estas Algol , aŭ Beta Persei (β Per).

 Varioj de tipo Algol 
Tiuj duopaj varioj eklipsas unu la alian kun unu aŭ du minimumoj apartigita per periodoj de preskaŭ konstanta lumeco. La prototipo de tiu klaso estas Algol en la konstelacio Perseo.

 Varioj de tipo Beta Lyrae 
Varioj de tipo Beta Lyrae (β Lyr) estas duopaj steloj tre proksimaj unu de la alia, La klaso estas nomita laŭ stelo Beto Lira , aŭ Ŝeliak. La lumaj kurboj de ĉi tiu klaso de eklipsa vario estas konstante ŝanĝanta, pro tio estas preskaŭ neeble determini la ekzaktajn komencojn kaj finojn de la eklipsoj.

 Varioj de tipo W Ursae Majoris 
eta|maldekstra|evoluo de la luma kurbo de kontaktanta duopa stelo
La steloj en ĉi tiu grupo montras periodon de malpli ol unu tago. La steloj estas tiel proksimaj unu de la alia ke siaj surfacoj estas preskaŭ en kontakto inter si.

 Planeda pasado 
Steloj kun planedoj povas ankaŭ montri variojn de brilo kiam unu planedoj pasi inter Tero kaj la stelo. Tiuj variadoj estas multe pli malgrandaj ol tiuj vidis per duopa stela kaj malkovreblaj nur per ekstreme precizaj observadoj. Ekzemploj inkluzivas HD 209458, GSC 02652-01324 , kaj ĉiuj la planedoj malkovritaj de la Misio Kepler.

 Notoj kaj referencoj 

 Eksteraj ligiloj 

  Variaj steloj (paĝaro de la Observatoire Astronomique de Marseille Provence)
   'Franca Asocio de la Observantoj de Variaj Steloj
  Variaj Steloj , el la paĝaro de Australia Telescope Outreach and Education