Muuttuva tähti

Seuraavassa on esimerkkejä näiden kaksinumerotasojen tyypeistä.

Pulsating variable starsEdit

pulsoivat tähdet turpoavat ja kutistuvat, mikä vaikuttaa niiden kirkkauteen ja spektriin. Pulssit jaetaan yleensä: säteittäisiin, joissa koko tähti laajenee ja kutistuu kokonaisuutena; ja ei-säteittäisiin, joissa tähden yksi osa laajenee, kun taas toinen osa kutistuu.

pulssityypistä ja sen sijainnista tähden sisällä riippuen on olemassa luonnollinen tai perustaajuus, joka määrittää tähden jakson. Tähdet voivat myös sykkiä yliäänisellä tai yliäänellä, joka on korkeampi taajuus, joka vastaa lyhyempää jaksoa. Sykkivillä muuttuvilla tähdillä on joskus yksi tarkoin määritelty jakso, mutta usein ne sykkivät samanaikaisesti useilla taajuuksilla ja erillisten häiritsevien jaksojen määrittämiseen tarvitaan kompleksianalyysiä. Joissakin tapauksissa pulsseilla ei ole määriteltyä taajuutta, mikä aiheuttaa satunnaisvaihtelua, jota kutsutaan stokastiseksi. Tähtien interiöörien tutkimus niiden sykäysten avulla tunnetaan asteroseismologiana.

pulsaation laajenemisvaihe johtuu siitä, että suuren sameuden omaava materiaali estää sisäisen energiavirran, mutta tämän on tapahduttava tietyssä tähden syvyydessä, jotta syntyy näkyviä pulsseja. Jos laajeneminen tapahtuu konvektiivisen vyöhykkeen alapuolella, ei vaihtelua ole näkyvissä pinnalla. Jos laajeneminen tapahtuu liian lähellä pintaa, palautusvoima on liian heikko synnyttämään pulssia. Pulssin supistumisvaiheen aikaansaava palautusvoima voi olla paine, jos pulsaatio tapahtuu degeneroitumattomassa kerroksessa syvällä tähden sisällä, ja Tätä kutsutaan pulsaation akustiseksi tai paineistetuksi moodiksi, joka lyhennetään P-moodiksi. Muissa tapauksissa palautusvoima on painovoima ja Tätä kutsutaan g-moodiksi. Sykkivät muuttuvatähdet sykkivät tyypillisesti vain yhdessä näistä moodeista.

Kefeidit ja kefeidien kaltaiset variaabelit

tämä ryhmä koostuu useista erilaisista sykähdyttävistä tähdistä, jotka kaikki esiintyvät epävakauskaistaleella ja jotka turvoavat ja kutistuvat hyvin säännöllisesti tähden Oman massaresonanssin, yleensä perustaajuuden vaikutuksesta. Yleensä sykkivien muuttujien Eddington-venttiilimekanismin uskotaan selittävän kefeidin kaltaiset pulssit. Jokaisella epävakauskaistaleen alaryhmällä on kiinteä suhde periodin ja absoluuttisen magnitudin välillä sekä suhde periodin ja tähden keskitiheyden välillä. Jakson ja luminositeetin suhteen määritteli ensimmäisenä Henrietta Leavitt Delta Kefeideille, ja se tekee näistä korkeista Luminositeettisepheideistä erittäin hyödyllisiä määritettäessä etäisyyksiä paikallisen ryhmän sisällä ja sen ulkopuolella oleviin galakseihin. Edwin Hubble käytti tätä menetelmää todistaakseen, että niin sanotut spiraalisumut ovat todellisuudessa kaukaisia galakseja.

huomaa, että Kefeidit on nimetty vain Delta Cephein mukaan, kun taas täysin erillinen muuttujaluokka on nimetty Beta Cephein mukaan.

klassisen Kefeidin variaabelit

klassiset Kefeidit (tai Delta Kefei-muuttujat) ovat populaation I (nuoria, massiivisia ja valovoimaisia) keltaisia supergiantteja, jotka käyvät läpi sykähdyksiä, joissa on hyvin säännöllisiä jaksoja päivistä kuukausiin. Edward Pigott havaitsi 10. syyskuuta 1784 Kefeidimuuttujien luokan ensimmäisen tunnetun edustajan Eta Aquilaen vaihtelevuuden. Klassisen Kefeidin kaima on kuitenkin tähti Delta Cephei, jonka John Goodricke havaitsi muuttuvaksi muutamaa kuukautta myöhemmin.

tyyppi II CepheidsEdit

tyypin II Kefeideillä (historiallisesti W Virginis-tähdillä) on erittäin säännölliset valonsykäykset ja luminositeettisuhde, joka muistuttaa suuresti δ Cephei-muuttujia, joten aluksi ne sekoitettiin jälkimmäiseen kategoriaan. Tyypin II Kefeiditähdet kuuluvat vanhempiin populaatio II: n tähtiin, kuin tyypin I Kefeidit. Tyypin II metallisuus on jonkin verran pienempi, massa paljon pienempi, luminositeetti jonkin verran pienempi ja luminositeettisuhde on hieman offset-ajan jakeita, joten on aina tärkeää tietää, minkä tyyppistä tähteä havaitaan.

RR Lyrae variablesEdit

nämä tähdet muistuttavat jonkin verran Kefeidejä, mutta eivät ole yhtä valovoimaisia ja niillä on lyhyemmät jaksot. Ne ovat vanhempia kuin tyypin I Kefeidit, kuuluvat populaatioon II, mutta massaltaan pienempiä kuin tyypin II Kefeidit. Koska niitä esiintyy usein pallomaisissa klustereissa, niitä kutsutaan toisinaan klusterikeepideiksi. Niillä on myös vakiintunut periodi-luminositeettisuhde, joten ne ovat hyödyllisiä myös etäisyysmittareina. Nämä A-tyypin tähdet vaihtelevat noin 0: lla.2-2 magnitudia (20-500%: n muutos luminositeetissa) useiden tuntien tai useamman vuorokauden aikana.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti (δ Sct) muuttujat ovat samanlaisia kuin Kefeidit, mutta paljon heikompia ja paljon lyhyempiä. Ne tunnettiin aikoinaan Kääpiökefeideinä. Niissä näkyy usein useita päällekkäisiä jaksoja, jotka yhdessä muodostavat äärimmäisen monimutkaisen valokäyrän. Tyypillisen δ Scuti-tähden amplitudi on 0,003–0,9 magnitudia (0,3–noin 130% muutos luminositeetissa) ja jakso 0,01-0,2 päivää. Niiden spektrityyppi on yleensä A0: n ja F5: n välillä.

SX Phoenicis variablesEdit

näitä spektrityyppien A2-F5 tähtiä, jotka muistuttavat δ Scuti-muuttujia, esiintyy lähinnä pallomaisissa klustereissa. Niiden kirkkaus vaihtelee 0,7 magnitudin luokkaa (noin 100% muutos luminositeetissa) noin 1-2 tunnin välein.

nopeasti värähtelevä ap variablesEdit

nämä spektrityypin A tai satunnaisesti F0 tähdet ovat pääjonosta löytyvä δ Scuti-muuttujien alaluokka. Ne vaihtelevat erittäin nopeasti muutaman minuutin jaksoilla ja amplitudeilla muutaman tuhannesosan magnitudilla.

pitkän jakson variabilesedit

pitkän jakson muuttujat ovat viileitä kehittyneitä tähtiä, jotka sykkivät jaksoilla viikoista useisiin vuosiin.

Mira vaihteli

Mira-muuttujat ovat AGB-punaisia jättiläisiä. Useiden kuukausien aikana ne haalistuvat ja kirkastuvat välillä 2,5-11 magnitudia, 6 kertaa 30000 kertaa muutos luminositeetti. Mira itse, joka tunnetaan myös nimellä Omicron Ceti (ο cet), vaihtelee kirkkaudeltaan lähes 2.magnitudista niinkin heikkoon kuin 10. magnitudiin noin 332 päivän jaksolla. Hyvin suuret visuaaliset amplitudit johtuvat pääasiassa siitä, että energian lähtö siirtyy visuaalisen ja infrapunaisen välillä tähden lämpötilan muuttuessa. Muutamissa tapauksissa Mira-muuttujissa näkyy dramaattisia jaksomuutoksia vuosikymmenten aikana, joiden arvellaan liittyvän kehittyneimpien AGB-tähtien termiseen sykkivään kiertoon.

Semiregulaariset variaabelit

nämä ovat punaisia jättiläisiä tai superjättiläisiä. Semiregulaariset muuttujat voivat toisinaan näyttää tietyn ajanjakson, mutta useammin niissä on vähemmän tarkoin määriteltyjä variaatioita, jotka voidaan joskus ratkaista useiksi jaksoiksi. Tunnettu esimerkki semiregulaarisesta muuttujasta on Betelgeuse, joka vaihtelee noin magnitudin +0,2 ja +1,2 välillä (kerroin 2.5 luminositeetin muutos). Ainakin osa puolisäännöllisistä muuttujista on hyvin läheistä sukua Miran muuttujille, mahdollisesti ainoa ero on sykkivä eri harmoninen.

hitaat epäsäännölliset variablesEdit

nämä ovat punaisia jättiläisiä tai superjättiläisiä, joilla on vain vähän tai ei lainkaan havaittavaa jaksotusta. Jotkut ovat huonosti tutkittuja semiregulaarisia muuttujia, joilla on usein useita jaksoja, mutta toiset voivat olla yksinkertaisesti kaoottisia.

pitkä keskijakso vaihtelee

monet muuttuvat punaiset jättiläiset ja supergiantit osoittavat vaihtelua useiden satojen tai useiden tuhansien päivien aikana. Kirkkaus voi muuttua useita magnitudeja, vaikka se on usein paljon pienempi, nopeammat primaarivariaatiot ovat päällekkäin. Syitä tämän tyyppiseen vaihteluun ei ole selvästi ymmärretty, ja ne on eri tavoin katsottu sykkiviksi, binariteeteiksi ja tähtien pyörimisliikkeiksi.

Beta Cephei vaihteli

Beta Cephei (β Cep) muuttujat (joita kutsutaan joskus Beta Canis Majoris–muuttujiksi, erityisesti Euroopassa) käyvät läpi lyhyitä jaksopulsseja 0,1–0,6 päivän luokkaa amplitudin ollessa 0,01-0,3 magnitudia (1-30% muutos luminositeetissa). Ne ovat kirkkaimmillaan minimisupistuksen aikana. Monilla tämänkaltaisilla tähdillä on useita sykkimisjaksoja.

hitaasti sykkivä B-tyypin starsEdit

hitaasti sykkivät B (SPB) – tähdet ovat kuumia pääsarjan tähtiä, jotka ovat hieman vähemmän valovoimaisia kuin Beta Cephei-tähdet, joiden jaksot ovat pitempiä ja amplitudit suurempia.

erittäin nopeasti sykkivä kuuma (subdwarf B) starsEdit

tämän harvinaisen luokan prototyyppi on V361 Hydrae, 15.magnitudin subdwarf B-tähti. Ne sykkivät muutaman minuutin jaksoilla ja voivat samanaikaisesti sykkiä useita jaksoja. Niiden amplitudit ovat muutaman sadasosan suuruisia, ja niille annetaan gcvs-lyhenne RPHS. Ne ovat p-moodin pulsaattoreita.

PV Telescopii variablesEdit

tämän luokan tähdet ovat tyypin Bp supergianteja, joiden jakso on keskimäärin 0,1–1 vuorokautta ja amplitudi keskimäärin 0,1 magnitudia. Niiden spektrit ovat erikoisia, koska niillä on heikko vety, kun taas toisaalta hiili-ja heliumjuovat ovat erityisen vahvoja, eräänlaisia äärimmäisiä heliumtähtiä.

RV Tauri vaihteli

nämä ovat keltaisia supergianttitähtiä (itse asiassa matalamassaisia post-AGB-tähtiä elämänsä valovoimaisimmassa vaiheessa), joilla on vuorotellen syviä ja matalia minimejä. Tämän kaksoishuippuvaihtelun jaksot ovat tyypillisesti 30-100 päivää ja amplitudit 3-4 magnitudia. Tämän vaihtelun lisäksi voi esiintyä pitkäaikaisia vaihteluita useiden vuosien aikana. Niiden spektrit ovat tyyppiä F tai G suurimmalla valolla ja tyyppiä K tai M PIENIMMÄLLÄ kirkkaudella. Ne ovat lähellä epävakauskaistaletta, viileämpiä kuin tyypin I Kefeidit, valovoimaisempia kuin tyypin II Kefeidit. Niiden sykäykset johtuvat samoista heliumin samentumiseen liittyvistä perusmekanismeista, mutta ne ovat hyvin eri elämänvaiheessa.

Alpha Cygni variablesEdit

Alpha Cygni (α Cyg) – muuttujat ovat spektriluokkien BEP-AepIa ei-radiaalisesti sykkiviä superjättiläisiä. Niiden jaksot vaihtelevat useista päivistä useisiin viikkoihin, ja niiden amplitudien vaihtelu on tyypillisesti 0,1 magnitudin luokkaa. Usein epäsäännöllisiltä vaikuttavat valomuutokset johtuvat monien värähtelyjen superpositiosta lähijaksojen kanssa. Deneb, Cygnuksen tähdistössä on tämän luokan prototyyppi.

Gamma Doradus variablesEdit

Gamma Doradus (γ Dor)-muuttujat ovat ei-radiaalisesti sykkiviä pääsarjatähtiä spektriluokista F myöhäiseen A. niiden jaksot ovat noin yhden vuorokauden mittaisia ja niiden amplitudit tyypillisesti luokkaa 0,1 magnitudia.

sykkivät valkoiset kääpiöt

näillä ei-säteittäisesti sykkivillä tähdillä on lyhyitä satojen tai tuhansien sekuntien jaksoja, joiden vaihtelut ovat pieniä 0,001-0,2 magnitudia. Tunnettuja sykkivän valkoisen kääpiön (tai esivalkoisen kääpiön) tyyppejä ovat DAV-eli ZZ Ceti-tähdet, joissa on vetyvaltainen ilmakehä ja spektrityyppi DA; DBV eli V777 Her-tähdet, joissa on heliumvaltainen ilmakehä ja spektrityyppi DB; ja GW Vir-tähdet, joiden ilmakehät ovat heliumin, hiilen ja hapen hallitsemia. GW Vir-tähdet voidaan jakaa Dov-ja PNNV-tähtiin.

auringon kaltainen oscillationsEdit

aurinko värähtelee hyvin pienellä amplitudilla useissa moodeissa, joiden jaksot ovat noin 5 minuuttia. Näiden värähtelyjen tutkimus tunnetaan helioseismologiana. Auringon värähtelyä ohjaa stokastisesti konvektio sen uloimmissa kerroksissa. Termiä auringon kaltainen värähtely käytetään kuvaamaan värähtelyjä muissa tähdissä, jotka ovat virittyneet samalla tavalla ja näiden värähtelyjen tutkiminen on yksi keskeisimmistä aktiivisen tutkimuksen alueista asteroseismologian alalla.

BLAP vaihteli

Sininen suuren amplitudin Pulsaattori (BLAP) on sykkivä tähti, jolle on ominaista 0,2-0,4 magnitudin muutokset tyypillisillä 20-40 minuutin jaksoilla.

purkautuvat muuttujat starsEdit

purkautuvat muuttuvatähdet osoittavat epäsäännöllisiä tai puolisäännöllisiä kirkkauden vaihteluita, jotka johtuvat siitä, että aines katoaa tähdestä tai joissakin tapauksissa kertyy siihen. Nimestään huolimatta nämä eivät ole räjähtäviä tapahtumia, ne ovat mullistavia muuttujia.

ProtostarsEdit

Protostaarit ovat nuoria kappaleita, jotka eivät ole vielä saattaneet päätökseen supistumisprosessia kaasusumusta varsinaiseksi tähdeksi. Useimmissa protostareissa esiintyy epäsäännöllisiä kirkkauden vaihteluita.

Herbig Ae / Be starsEdit

massiivisempien (2-8 auringon massan) Herbig Ae/Be-tähtien vaihtelun arvellaan johtuvan aihetodistekiekoissa kiertävistä kaasu-pölyhiukkasista.

Orionin variablesEdit

Orionin muuttujat ovat nuoria, kuumia esipääsekvenssisiä tähtiä, jotka on yleensä upotettu sumuihin. Niissä on epäsäännöllisiä jaksoja, joiden amplitudit ovat useita magnitudeja. Tunnettu Orionin muuttujien alatyyppi ovat T Tauri-muuttujat. T Tauri-tähtien vaihtelevuus johtuu tähtien pinnalla olevista laikuista ja kaasupölyhiukkasista, jotka kiertävät aihetodistekiekkoja.

FU Orionis variablesEdit

nämä tähdet sijaitsevat heijastussumuissa, ja niiden luminositeetti kasvaa vähitellen 6 magnitudin luokkaa ja sitä seuraa pitkä vakiokirkkausvaihe. Sitten ne himmenevät 2 magnitudia (kuusi kertaa himmeämpi) tai niin aikana useita vuosia. Esimerkiksi V1057 Cygni himmeni 2,5 magnitudia (kymmenen kertaa himmennin) yhdentoista vuoden aikana. Fu Orionis-muuttujat ovat spektrityypiltään A: sta G: hen ja ovat mahdollisesti evoluutiovaihe T Tauri-tähtien elämässä.

jättiläiset ja supergiantsEdit

suuret tähdet menettävät aineensa suhteellisen helposti. Tästä syystä purkausten ja massahävikin aiheuttama vaihtelu on melko yleistä jättiläisten ja superjättiläisten keskuudessa.

Luminous blue variablesEdit

tunnetaan myös nimellä S Doradus-muuttujat, valovoimaisimmat tunnetut tähdet kuuluvat tähän luokkaan. Esimerkkejä ovat hypergiantit η Carinae ja P Cygni. Niillä on pysyvä suuri massahäviö, mutta vuosien välein sisäiset sykäykset saavat tähden ylittämään Eddington-rajansa ja massahäviö kasvaa valtavasti. Visuaalinen kirkkaus kasvaa, vaikka kokonaisluminositeetti on suurin piirtein ennallaan. Muutamissa LBV: issä havaitut jättimäiset purkaukset lisäävät luminositeettia niin paljon, että niihin on merkitty supernova-huijareita, ja ne voivat olla erityyppisiä tapahtumia.

Keltainen hypergiantsEdit

nämä massiiviset kehittyneet tähdet ovat epävakaita johtuen niiden suuresta luminositeetista ja sijainnista epävakauskaistaleen yläpuolella, ja niissä esiintyy hitaita, mutta joskus suuria fotometrisiä ja spektroskooppisia muutoksia, jotka johtuvat suuresta massahäviöstä ja satunnaisista suuremmista purkauksista, yhdistettynä maalliseen vaihteluun havaittavalla aikajänteellä. Tunnetuin esimerkki on Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

vaikka nämä tähdet luokitellaan purkautuviksi muuttujiksi, niiden kirkkaus ei kasva jaksoittain. Sen sijaan ne viettävät suurimman osan ajastaan suurimmalla kirkkaudella, mutta epäsäännöllisin väliajoin ne yhtäkkiä haalistuvat 1-9 magnitudia (2,5-4000 kertaa himmeämpi) ennen kuin palautuvat alkuperäiseen kirkkauteensa kuukausien tai vuosien kuluessa. Useimmat luokitellaan luminositeetin perusteella keltaisiksi supergianteiksi, vaikka ne ovat todellisuudessa post-AGB-tähtiä, mutta on olemassa sekä punaisia että sinisiä jättiläismäisiä R CrB-tähtiä. R Coronae Borealis (R CrB) on prototyyppitähti. DY Persei-muuttujat ovat R CrB-muuttujien alaluokka, joilla on purkauksiensa lisäksi jaksollinen vaihtelu.

Wolf-Rayet variablesEdit

Classic population I Wolf–Rayet-tähdet ovat massiivisia kuumia tähtiä, joissa esiintyy joskus vaihtelua, luultavasti johtuen useista eri syistä, kuten binäärisistä vuorovaikutuksista ja pyörivistä kaasukimpuista tähden ympärillä. Niissä esiintyy laajoja emissioviivaspektrejä, joissa on helium -, typpi -, hiili-ja happiviivoja. Joidenkin tähtien vaihtelut näyttävät olevan stokastisia, kun taas toisissa esiintyy useita jaksoja.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

Gamma Cassiopeiae (γ CAS)-muuttujat ovat ei-supergianttisia nopeasti pyöriviä B-luokan emissioviivatyyppisiä tähtiä, jotka vaihtelevat epäsäännöllisesti jopa 1,5 magnitudin verran (4-kertainen luminositeetin muutos) johtuen aineen sinkoutumisesta niiden Päiväntasaajan alueille nopean Pyörimisnopeuden vuoksi.

Flare starsEdit

in main-sekvenssin stars major purkausvaihtelu is exceptional. Se on yleinen vain flare-tähdillä, jotka tunnetaan myös UV Ceti-muuttujina, hyvin heikoilla pääsarjatähdillä, jotka käyvät läpi säännöllisiä soihtuja. Niiden kirkkaus kasvaa jopa kahdella magnitudilla (kuusi kertaa kirkkaammalla) vain muutamassa sekunnissa, minkä jälkeen ne haalistuvat takaisin normaaliin kirkkauteen puolessa tunnissa tai vähemmän. Useat läheiset punaiset kääpiöt ovat flare-tähtiä, kuten Proxima Centauri ja Wolf 359.

Rs Canum Venaticorum variablesEdit

nämä ovat läheisiä binäärijärjestelmiä, joissa on erittäin aktiivisia kromosfäärejä, mukaan lukien valtavat auringonpilkut ja soihdut, joiden uskotaan tehostuvan läheisen kumppanin vaikutuksesta. Vaihtelevuusasteikot vaihtelevat päivistä, lähellä kiertorataa ja joskus myös pimennysten yhteydessä, vuosiin auringonpilkkujen aktiivisuuden vaihdellessa.

mullistava tai räjähtävä muuttuja tähtitähti

SupernovaeEdit

supernovat ovat mullistavan muuttujan dramaattisin tyyppi, sillä ne ovat maailmankaikkeuden energisimpiä tapahtumia. Supernova voi hetkellisesti lähettää yhtä paljon energiaa kuin kokonainen galaksi, kirkastuen yli 20 magnitudia (yli sata miljoonaa kertaa kirkkaampi). Supernovaräjähdyksen aiheuttaa valkoinen kääpiö tai tähden ydin, joka saavuttaa tietyn massa – /tiheysrajan, Chandrasekharin rajan, jolloin kappale romahtaa sekunnin murto-osassa. Tämä romahdus ”pomppii”ja saa tähden räjähtämään ja säteilemään tämän valtavan energiamäärän. Näiden tähtien uloimmat kerrokset lentävät pois monien tuhansien kilometrien sekuntivauhdilla. Karkotettu aine voi muodostaa sumuja, joita kutsutaan supernovajäänteiksi. Tunnettu esimerkki tällaisesta sumusta on Rapusumu, joka on jäänyt jäljelle Kiinassa ja muualla vuonna 1054 havaitusta supernovasta. Progenitorikappale voi joko hajota räjähdyksessä kokonaan tai massiivisen tähden tapauksessa ydin voi muuttua neutronitähdeksi (yleensä pulsariksi).

Supernova voi aiheutua äärimmäisen massiivisen, moninkertaisesti aurinkoa painavan tähden kuolemasta. Tämän massiivisen tähden elämän lopussa fuusiotuhkasta muodostuu sulamaton rautaydin. Tätä rautaydintä työnnetään kohti Chandrasekharin rajaa, kunnes se ylittää sen ja romahtaa. Yksi tutkituimmista tämäntyyppisistä supernovista on Sn 1987a Suuressa Magellanin pilvessä.

supernova voi syntyä myös massan siirtymisestä valkoiselle kääpiölle kaksoistähtijärjestelmän tähtikumppanista. Chandrasekharin raja ylittyy infallaatiosta. Jälkimmäisen tyypin absoluuttinen luminositeetti liittyy sen valokäyrän ominaisuuksiin, joten näiden supernovien avulla voidaan määrittää etäisyys muihin galakseihin.

Luminous red novaEdit

Luminous red novae ovat kahden tähden sulautumisen aiheuttamia tähtiräjähdyksiä. Ne eivät ole sukua klassiselle novaelle. Niillä on tyypillinen punainen ulkonäkö ja hyvin hidas lasku alkuperäisen tunteenpurkauksen jälkeen.

NovaeEdit

Novae on myös seurausta dramaattisista räjähdyksistä, mutta toisin kuin supernovat eivät johda alkutähden tuhoutumiseen. Myös toisin kuin supernovat, novae syttyvät äkillisesti alkavasta lämpöydinfuusiosta, joka tietyissä korkeapaineolosuhteissa (degeneroitunut aine) kiihtyy räjähdysmäisesti. Ne muodostuvat läheisissä binäärijärjestelmissä siten, että yksi komponentti on toisesta tavallisesta tähtikomponentista kertyvä valkoinen kääpiö, ja ne saattavat uusiutua vuosikymmenten, vuosisatojen tai vuosituhansien kuluessa. Novaet luokitellaan nopeiksi, hitaiksi tai hyvin hitaiksi riippuen niiden valokäyrän käyttäytymisestä. Useita naked eye novae on kirjattu, Nova Cygni 1975 on kirkkain lähihistoriassa, saavuttaa 2. magnitudi.

Kääpiö novaeEdit

Kääpiö novae ovat kaksoistähtiä, joissa on valkoinen kääpiö, jossa aineen siirto komponentin välillä aiheuttaa säännöllisiä purkauksia. Kääpiönovia on kolmea tyyppiä:

• U Geminorum-tähdet, joiden purkaukset kestävät noin 5-20 päivää ja joita seuraavat tyypillisesti muutaman sadan päivän Hiljaiset jaksot. Purkauksen aikana ne kirkastuvat tyypillisesti 2-6 magnitudia. Näitä tähtiä kutsutaan myös SS Cygni-muuttujiksi Cygnuksen muuttujan mukaan, joka tuottaa tämän muuttujan kirkkaimpia ja yleisimpiä näyttöjä.
• Z Camelopardalis-tähdet, joissa nähdään satunnaisesti tasankoja, joita kutsutaan standstilleiksi, osittain suurimman ja pienimmän kirkkauden välillä.
• su Ursae Majoris-tähdet, jotka käyvät läpi sekä toistuvia pieniä purkauksia että harvinaisempia mutta suurempia superpurkauksia. Näiden binäärijärjestelmien kiertoajat ovat yleensä alle 2,5 tuntia.

DQ Herculis variablesEdit

DQ Herculis systems are interacting binaries in which a low-mass star transfers mass to a highly magnetic white dwarf. Valkoisen kääpiön spiniaika on huomattavasti lyhyempi kuin binääriorbitaalikausi, ja se voidaan joskus havaita fotometrisenä jaksotuksena. Valkoisen kääpiön ympärille muodostuu yleensä kertymäkiekko,mutta valkoinen kääpiö typistää sen sisimmät alueet magneettisesti. Kun valkoisen kääpiön magneettikenttä on vanginnut sen, sisäkiekon materiaali kulkee magneettikenttäviivoja pitkin, kunnes se akkretoituu. Ääritapauksissa valkoisen kääpiön magnetismi estää kertymäkiekon muodostumisen.

AM Herculis vaihteli

näissä kataklysmisissa muuttujissa valkoisen kääpiön magneettikenttä on niin voimakas, että se synkronoi valkoisen kääpiön spin-ajan binääriorbitaalin kanssa. Kertymäkiekon muodostamisen sijaan kertymävirtaus kanavoituu valkoisen kääpiön magneettikenttäviivoja pitkin, kunnes se törmää valkoiseen kääpiöön lähellä magneettista napaa. Kertymäalueelta säteilevä syklotronisäteily voi aiheuttaa useiden magnitudien orbitaalivaihteluja.

Z Andromedae vaihtelee

nämä symbioottiset binäärijärjestelmät koostuvat punaisesta jättiläisestä ja kuumasta sinisestä tähdestä, joka on ympäröity kaasu-ja pölypilvellä. Ne käyvät läpi novan kaltaisia purkauksia, joiden amplitudit ovat jopa 4 magnitudia. Luokan prototyyppi on Z Andromedae.

AM CVN variablesEdit

AM CVN-muuttujat ovat symbioottisia binäärejä, joissa valkoinen kääpiö kerää heliumpitoista materiaalia joko toisesta valkoisesta kääpiöstä, heliumtähdestä tai kehittyneestä pääsarjatähdestä. Ne käyvät läpi monimutkaisia variaatioita, tai toisinaan ei lainkaan, ultrashort-jaksoilla.