stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Değişen yıldız

Sefe değişeni yıldızlar içeren Üç Boğumlu Bulutsu
Hubble Uzay Teleskobu tarafından keşfedilen ilk değişen yıldız olan Mira Ceti yıldızı.
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. Gök bilimciler, gözlemledikleri tayf değişikliklerini ışık eğrisi verileri ile birleştirerek yeni tanımlamalar yapmışlardır.
Değişen yıldızların isimlendirilmesi

Ana madde: Değişen yıldız belirtmeleri
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: Bünyesel (intrinsic) ve dıştan değişenler (extrinsic).
Bünyesel 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.
Dıştan 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 çiftli 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.
Bünyesel değişen yıldızlar

Türlere ait örnekler bu bölüm içerisinde verilmiştir.
Bünyesel değişen yıldızlar > 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Sefeler ve sefe benzeri değişenler > Delta Sefe değişenleri

Ana madde: Sefe değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Sefeler ve sefe benzeri değişenler > W Virginis değişenleri

Ana madde: W Virginis değişeni
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. Çapsal 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Sefeler ve sefe benzeri değişenler > RR Lyrae değişenleri

Ana madde: RR Lyrae değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Sefeler ve sefe benzeri değişenler > Delta Scuti değişenleri

Ana madde: Delta Scuti değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Sefeler ve sefe benzeri değişenler > SX Phoenicis değişenleri

Ana madde: SX Phoenicis değişeni
PopII üyesi zonklayan A2-F5 altcüceleri (Çoğul dönemli).
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Erken tayf (O ve B) Mavi-beyaz değişenler > PV Telescopii değişenleri

Helyum üstdevleri, Bp yıldızlarıdır.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler

Ana madde: Uzun dönemli değişen
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler > Mira değişenleri

Ana madde: Mira değişeni
Bu kırmızı dev değişenler 80 ila 1000 gün arası döneme sahiptir ve görünür parlaklıkları 2.5 kadirden fazla değişir.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler > Yarı düzenli değişenler

Ana madde: Yarı düzenli değişen
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Uzun dönemli ve Yarı düzenli değişenler > Yavaş düzensiz değişenler

Ana madde: Yavaş düzensiz değişen
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > RV Tauri değişenleri

Ana madde: RV Tauri değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Alfa Cygni değişenleri

Ana madde: Alfa Cygni değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Zonklayan değişen yıldızlar > Zonklayan beyaz cüceler

Ana madde: Zonklayan beyaz cüce
Çapsal 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:
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ön yıldızlar

Ana madde: Anakol öncesi yıldız
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ön yıldızlar > Herbig Ae/Be yıldızları

Ana madde: 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 salma 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ön yıldızlar > Orion değişenleri

Ana madde: Orion değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ön yıldızlar > FU Orionis değişenleri

Ana madde: FU Orionis yıldızı
FU Orionis türü yıldızlarda görülen patlamalar, çevrelerindeki yığılma disklerinde oluşan kararsızlıklardan kaynaklanmaktadır. Genellikle P Cygni profili gösteren salma çizgilerinin analizi sonucunda, T Tauri yıldızlarının birkaç 100 km/sn mertebesinde yıldız rüzgârlarına sahip oldukları anlaşılmıştır.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ana kol değişenleri > Wolf-Rayet değişenleri

Ana madde: Wolf-Rayet yıldızı
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 salma çizgileri hakimdir. Soğurma tayfları ise normal O-B türü yıldızlara benzemektedir.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Ana kol değişenleri > Parıltılı yıldızlar

Ana madde: parıltılı yıldız
Kromosfer ve koronalarında çok şiddetli süreçlerle oluşan püskürmeler (flare) sonucu ışık değişimi gösteren yıldızlar.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Devler ve üstdevler

Büyük yıldızlar nispeten maddelerini kolayca kaybederler. Bu nedenle patlamalar dev ve üstdev yıldızlar arasında çok yaygındır.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Devler ve üstdevler > Parlak mavi değişenler (LBV)

Ana madde: Parlak mavi değişenler
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Devler ve üstdevler > Gama Cassiopeiae değişenleri

Ana madde: Gama Cassiopeiae değişeni
Gama Cassiopeiae (γ Cas) değişenleri; üstdev olmayan, hızlı dönen ve emisyon çizgilerine sahip B sınıfı yıldızlardır. Düzensiz dalgalanmaları 1,5 kadirin üzerindedir.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Devler ve üstdevler > R Coronae Borealis değişenleri

Ana madde: R Coronae Borealis değişeni
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik (patlayan) değişen yıldızlar > Patlayan ikili yıldızlar > RS Canum Venaticorum değişenleri

Ana madde: RS Canum Venaticorum değişeni
Ca II'nin H&K salmasına sahip yakın çiftlerdir.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar

Ana madde: Kataklizmik 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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar > Süpernovalar

Ana madde: süpernova
Bu dev yıldızlar ani ve dramatik değişimler gösterir ve bir felaket patlaması sonunda parlaklıkları 20 kadir ya da daha fazla artabilir.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar > Novalar

Ana madde: nova
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar > Cüce novalar

Ana madde: cüce nova
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.
Bünyesel değişen yıldızlar > Kataklizmik veya patlayan değişen yıldızlar > Z Andromedae değişenleri

Simbiyotik (ortak yaşayan) yıldızlardır.
Dış etkenli değişen yıldızlar

Yıldızın dışında gerçekleşen fiziksel süreçlerle oluşan değişimlerdir.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar

Işıklarında, yüzeylerindeki koyu ya da parlak beneklerden ya da bölgelerden ("yıldız lekeleri") kaynaklanan ufak değişiklikler gösterirler. Dönel yıldızlar genellikle çiftli sistemlerdir.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Küresel olmayan yıldızlar > Eliptik değişenler

Ana madde: Eliptik dönen 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 "dönel 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.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Yıldız lekeleri

Yıldız lekeleri, yığılma disklerinde kararsızlık, manyetik kökenli flare aktivitesi veya çift yıldız bileşeni olarak çevresel madde tarafından örtme/örtülme olaylarıdır.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Yıldız lekeleri > FK Comae Berenices değişenleri

Ana madde: 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.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Yıldız lekeleri > 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.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Manyetik alanlar > Alfa-2 Canum Venaticorum değişenleri

Ana madde: Alfa-2 Canum Venaticorum değişeni
B8p-A7p türü anakol yıldızlarıdır.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Manyetik alanlar > SX Arietis değişenleri

Ana madde: SX Arietis değişeni
Yüksek sıcaklıklı α2 CVn yıldızlarıdır.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Dönel değişen yıldızlar > Manyetik alanlar > Optik değişen atarcalar

Ana madde: Atarca
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.
Dış etkenli değişen yıldızlar > Örten ikililer

Ana madde: Örten ikili
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.