Változó csillag

az alábbiakban példákat mutatunk be az ezen osztályokon belüli típusokra.

pulzáló változócsillagokszerkesztés

a pulzáló csillagok megduzzadnak és összezsugorodnak, befolyásolva fényességüket és spektrumukat. A pulzációk általában a következőkre oszlanak: radiális, ahol az egész csillag kitágul és összezsugorodik; és nem radiális, ahol a csillag egyik része kitágul, míg egy másik része zsugorodik.

a pulzálás típusától és a csillagon belüli helyétől függően létezik egy természetes vagy alapvető frekvencia, amely meghatározza a csillag periódusát. A csillagok harmonikus vagy felhangban is pulzálhatnak, ami magasabb frekvencia, rövidebb periódusnak felel meg. A pulzáló változócsillagoknak néha egyetlen jól meghatározott periódusuk van, de gyakran egyszerre pulzálnak több frekvenciával, és komplex elemzésre van szükség a különálló interferációs periódusok meghatározásához. Bizonyos esetekben a pulzációknak nincs meghatározott frekvenciájuk, ami véletlenszerű variációt okoz, amelyet sztochasztikusnak neveznek. A csillagok belső terének pulzációikat használó vizsgálata asteroseismology néven ismert.

a pulzáció tágulási fázisát a belső energiaáramlás nagy átlátszatlanságú anyag általi blokkolása okozza, de ennek a csillag egy bizonyos mélységében kell bekövetkeznie, hogy látható pulzációkat hozzon létre. Ha a tágulás egy konvektív zóna alatt történik, akkor a felszínen nem lesz látható változás. Ha a tágulás túl közel van a felszínhez, a helyreállító erő túl gyenge lesz ahhoz, hogy pulzációt hozzon létre. A pulzáció összehúzódási fázisának létrehozására szolgáló helyreállító erő nyomás lehet, ha a pulzálás egy nem degenerált rétegben történik egy csillag mélyén, és ezt akusztikus vagy nyomásmódnak nevezik, rövidítve p-mód. Más esetekben a helyreállító erő a gravitáció, ezt g-módnak nevezik. A pulzáló változó csillagok általában csak ezen módok egyikében pulzálnak.

cefeidák és cefeidszerű változókszerkesztés

ez a csoport többféle pulzáló csillagból áll, amelyek mindegyike megtalálható az instabilitási sávban, amelyek nagyon rendszeresen megduzzadnak és zsugorodnak a csillag saját tömegrezonanciája, általában az alapfrekvencia miatt. Általában úgy gondolják, hogy a változók pulzálására szolgáló Eddington szelepmechanizmus a cefeida-szerű pulzációkat veszi figyelembe. Az instabilitási sáv minden alcsoportja rögzített kapcsolatban áll a periódussal és az abszolút nagysággal, valamint a periódussal és a csillag átlagos sűrűségével. A periódus-fényesség összefüggést először Henrietta Leavitt állapította meg a Delta cefeidák esetében, és ezek a nagy fényerejű cefeidák nagyon hasznosak a galaxisok távolságának meghatározásához a helyi csoporton belül és azon túl. Edwin Hubble ezzel a módszerrel bizonyította, hogy az úgynevezett spirális ködök valójában távoli galaxisok.

vegye figyelembe, hogy a Cefeidákat csak a Delta Cephei-nek nevezik el, míg a változók teljesen különálló osztályát a Beta Cephei-ről nevezik el.

klasszikus Cepheid változókszerkesztés

a klasszikus cefeidák (vagy Delta Cefei változók)az I. populációs (fiatal, masszív és világító) sárga szuperóriások, amelyek nagyon szabályos periódusokon mennek keresztül napok vagy hónapok sorrendjében. Szeptember 10, 1784, Edward Pigott észlelte az ETA Aquilae változékonyságát, a Cepheid változók osztályának első ismert képviselőjét. A klasszikus cefeidák névadója azonban a Delta Cephei csillag, amelyet John Goodricke néhány hónappal később változónak fedezett fel.

Type II CepheidsEdit

a II-es típusú cefeidák (történelmileg W Virginis csillagoknak nevezték őket) rendkívül szabályos fényimpulzusokkal és fényességi relációval rendelkeznek, hasonlóan a Cephei-változókhoz, ezért kezdetben összetévesztették őket az utóbbi kategóriával. Típusú cefeidák csillagok tartoznak idősebb populáció II csillagok, mint az I. típusú cefeidák. A II-es típusnak valamivel alacsonyabb a metallicitása, sokkal kisebb a tömege, valamivel kisebb a fényereje, és kissé eltolt periódusú versek a fényesség kapcsolata, ezért mindig fontos tudni, hogy melyik csillagtípust figyelik meg.

RR Lyrae variablesEdit

ezek a csillagok némileg hasonlítanak a Cefeidákhoz, de nem olyan fényesek és rövidebb periódusaik vannak. Idősebbek, mint az I. típusú cefeidák, a II.populációhoz tartoznak, de kisebb tömegűek, mint a II. A globuláris klaszterekben való gyakori előfordulásuk miatt alkalmanként klaszter Cefeidáknak nevezik őket. Jól megalapozott időszak-fényesség viszonyuk is van, ezért távolságjelzőként is hasznosak. Ezek az A-típusú csillagok kb 0.2-2 magnitúdó (20% – tól több mint 500% – os fényerő-változás) több órától egy napig vagy tovább.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti változók hasonlóak a Cefeidákhoz, de sokkal halványabbak és sokkal rövidebb időszakokkal rendelkeznek. Egykor Törpe Cefeidákként ismerték őket. Gyakran sok egymásra helyezett periódust mutatnak, amelyek együttesen rendkívül összetett fénygörbét alkotnak. A tipikus ons csillag amplitúdója 0,003 – 0,9 magnitúdó (0,3%–ról körülbelül 130% – ra változik a fényesség), periódusa 0,01-0,2 nap. Spektrális típusuk általában A0 és F5 között van.

SX Phoenicis variablesEdit

ezek a csillagok spektrális típusú A2-F5, hasonló a ons Scuti változók, találhatók főleg gömbhalmazok. Fényerejük ingadozása 0,7 nagyságrendű (körülbelül 100% – os fényerőváltozás), vagy 1-2 óránként.

gyorsan oszcilláló Ap változókszerkesztés

ezek a spektrális típusú csillagok a vagy alkalmanként F0, a fő szekvencián található diverzifikált változók alosztálya. Rendkívül gyors variációik vannak, néhány perces periódusokkal és néhány ezred nagyságrendű amplitúdókkal.

hosszú periódusú változókszerkesztés

a hosszú periódusú változók hűvös, kifejlődött csillagok, amelyek hetektől több évig terjedő periódusokkal pulzálnak.

Mira variablesEdit

Mira változók AGB vörös óriások. Több hónapos periódusok alatt 2,5-11 magnitúdóval halványulnak és világosodnak, ami 6-30 000-szeres fényerő-változást jelent. Maga a Mira, más néven Omicron Ceti (cet), fényereje csaknem 2.nagyságtól olyan halványig változik, mint a 10. magnitúdó, nagyjából 332 napos periódussal. A nagyon nagy vizuális amplitúdók elsősorban az energiakibocsátás vizuális és infravörös közötti eltolódásának tudhatók be, ahogy a csillag hőmérséklete változik. Néhány esetben a Mira változók drámai periódusváltozásokat mutatnak évtizedek alatt, amelyekről azt gondolják, hogy kapcsolódnak a legfejlettebb AGB csillagok hőpulzív ciklusához.

Semiregular variablesEdit

ezek vörös óriások vagy szuperóriások. A félreguláris változók alkalmanként határozott periódust mutathatnak, de gyakrabban kevésbé jól definiált variációkat mutatnak, amelyek néha több periódusra is megoldhatók. A félreguláris változó jól ismert példája a Betelgeuse, amely körülbelül +0,2-től +1,2-ig terjed (2-es tényező.5 a fényerő változása). A félreguláris változók közül legalább néhány nagyon szorosan kapcsolódik a Mira változókhoz, valószínűleg az egyetlen különbség egy másik harmonikában pulzál.

lassú szabálytalan változókszerkesztés

ezek vörös óriások vagy szuperóriások, alig vagy egyáltalán nem észlelhető periodicitással. Néhányan rosszul tanulmányozott félreguláris változók, gyakran több periódussal, de mások egyszerűen kaotikusak lehetnek.

hosszú másodlagos időszak változókszerkesztés

sok változó vörös óriás és szuperóriás több száz-több ezer nap alatt mutat eltéréseket. A fényerő több nagyságrenddel változhat, bár gyakran sokkal kisebb, a gyorsabb elsődleges variációk egymásra helyezkednek. Ennek a fajta változásnak az okai nem egyértelműek, mivel különféle módon a pulzációnak, a binaritásnak és a csillagok forgásának tulajdoníthatók.

Beta Cephei variablesEdit

béta Cephei (cep) változók (néha Beta Canis Majoris változóknak hívják, különösen Európában) rövid periódusú pulzációkon mennek keresztül, 0,1–0,6 napos sorrendben, 0,01–0,3 magnitúdójú amplitúdóval (1-30% – os fényerőváltozás). A legkisebb összehúzódás során a legfényesebbek. Sok ilyen csillag több pulzációs periódust mutat.

lassan lüktető B-típusú csillagokszerkesztés

a lassan lüktető B (SPB) csillagok forró főszekvenciájú csillagok, amelyek valamivel kevésbé fényesek, mint a béta Cephei csillagok, hosszabb periódusokkal és nagyobb amplitúdókkal.

nagyon gyorsan lüktető forró (B. altörzs) csillagok [szerkesztés]

ennek a ritka osztálynak a prototípusa a V361 Hydrae, egy 15.magnitúdójú B. résztörzs csillag. Néhány perces periódusokkal pulzálnak, és egyidejűleg több periódussal is pulzálhatnak. Néhány század nagyságrendű amplitúdóval rendelkeznek, és a GCVS rphs rövidítést kapják. Ezek p-módú pulzátorok.

PV Telescopii variablesEdit

ebbe az osztályba tartozó Csillagok Bp típusú szuperóriások, amelyek periódusa 0,1–1 nap, amplitúdója átlagosan 0,1 magnitúdó. Spektrumuk gyenge hidrogénnel rendelkezik, míg a szén – és héliumvonalak rendkívül erősek,egyfajta extrém héliumcsillag.

RV Tauri variablesszerkesztés

ezek sárga szuperóriás csillagok (valójában kis tömegű poszt-AGB csillagok életük legfényesebb szakaszában), amelyek váltakozó mély és sekély minimumokkal rendelkeznek. Ennek a kettős csúcsú variációnak általában 30-100 napos periódusai vannak, amplitúdója pedig 3-4 magnitúdó. Erre a variációra helyezve, hosszú távú eltérések lehetnek több éves időszakokban. Spektrumuk maximális fénynél F vagy G típusú, minimális fényerőnél k vagy M típusú. Az instabilitási csík közelében fekszenek, hűvösebbek, mint az I. típusú cefeidák, világosabbak, mint a II. Pulzációikat ugyanazok az alapvető mechanizmusok okozzák, amelyek a hélium átlátszatlanságával kapcsolatosak, de életük nagyon eltérő szakaszában vannak.

Alpha Cygni variablesEdit

az Alpha Cygni (6350) változók a BEP-től AepIa-ig terjedő spektrális osztályba tartozó, nem sugárzó szuperóriások. Periódusuk több naptól néhány hétig terjed, variációs amplitúdójuk jellemzően 0,1 nagyságrendű. A gyakran szabálytalannak tűnő fényváltozásokat sok közeli periódusú oszcilláció szuperpozíciója okozza. Deneb, a Cygnus konstellációjában ennek az osztálynak a prototípusa.

Gamma Doradus variablesEdit

a Gamma Doradus (dor) változók nem sugárirányban lüktető, F-től A-ig terjedő színképosztályba tartozó főszekvenciás csillagok.periódusuk egy nap körül van, amplitúdójuk jellemzően 0,1 nagyságrendű.

lüktető fehér törpékszerkesztés

ezeknek a nem sugárirányban pulzáló csillagoknak rövid, száz-ezer másodperces periódusai vannak, apró, 0,001-0,2 nagyságrendű ingadozásokkal. A pulzáló fehér törpe (vagy előfehér törpe) ismert típusai közé tartoznak a DAV vagy ZZ Ceti csillagok, amelyek hidrogén által dominált atmoszférával és DA spektrális típussal rendelkeznek; a DBV vagy V777 Her csillagok, amelyek hélium által dominált atmoszférával és a DB spektrális típussal rendelkeznek; és a GW Vir csillagok, amelyekben a légkört a hélium, a szén és az oxigén uralja. A GW Vir csillagok feloszthatók DOV és PNNV csillagokra.

Solar-like oscillationsEdit

a nap nagyon alacsony amplitúdóval oszcillál számos üzemmódban, amelyek periódusa körülbelül 5 perc. Ezeknek az oszcillációknak a vizsgálata helioseismology néven ismert. A nap oszcillációit sztochasztikusan hajtja konvekció a külső rétegeiben. A napszerű rezgések kifejezést más csillagok oszcillációinak leírására használják, amelyek ugyanúgy izgatottak, és ezeknek az oszcillációknak a vizsgálata az asteroseismology területén végzett aktív kutatások egyik fő területe.

BLAP változókszerkesztés

a kék nagy amplitúdójú pulzátor (BLAP) egy pulzáló csillag, amelyet 0,2-0,4 nagyságrendű változások jellemeznek, tipikus 20-40 perces periódusokkal.

eruptív változócsillagok

az eruptív változócsillagok szabálytalan vagy félig szabályos fényességi eltéréseket mutatnak, amelyeket a csillagból elveszett vagy egyes esetekben felhalmozódott anyag okoz. A név ellenére ezek nem robbanásveszélyes események, ezek a kataklizmikus változók.

Protostarsszerkesztés

a Protosztárok olyan fiatal tárgyak, amelyek még nem fejezték be a gázködből valóságos csillaggá történő összehúzódás folyamatát. A legtöbb protosztár szabálytalan fényerő-eltéréseket mutat.

Herbig Ae / Be starsszerkesztés

a nagyobb tömegű (2-8 naptömegű) Herbig ae/Be csillagok változékonysága a körülményes korongokban keringő gáz-por csomóknak tudható be.

Orion variablesEdit

az Orion változók fiatal, forró, főszekvenciát megelőző csillagok, amelyek általában ködbe ágyazódnak. Szabálytalan periódusaik vannak, több nagyságrendű amplitúdóval. Az Orion változók jól ismert altípusa a T Tauri változók. A T Tauri-csillagok változékonysága a csillagfelszínen lévő foltoknak és a körülöttük keringő gáz-por csomóknak köszönhető.

FU Orionis variablesEdit

ezek a csillagok reflexiós ködökben helyezkednek el, fényességük fokozatosan növekszik 6 nagyságrendben magnitúdó majd egy hosszú, állandó fényességű fázis. Ezután 2 magnitúdóval (hatszor dimmerrel) elhalványulnak, vagy sok éven át. V1057 Cygni például 2,5 magnitúdóval (tízszer dimmerrel) halványult egy tizenegy éves időszak alatt. A FU Orionis változók a-tól G-ig terjedő spektrális típusúak, és valószínűleg a T Tauri csillagok életének evolúciós fázisai.

óriások és szuperóriások

a nagy csillagok viszonylag könnyen elveszítik anyagukat. Emiatt a kitörések és a tömegveszteség miatti változékonyság meglehetősen gyakori az óriások és a szuperóriások körében.

Luminous blue variablesEdit

más néven s Doradus változók, az ismert legfényesebb csillagok ebbe az osztályba tartoznak. Ilyenek például a hypergiants (hipergiants), a Carinae és a P Cygni. Állandó nagy tömegveszteségük van, de néhány év alatt a belső pulzációk miatt a csillag meghaladja az Eddington-határértéket, és a tömegveszteség óriási mértékben növekszik. A vizuális fényerő növekszik, bár a teljes fényerő nagyrészt változatlan. A néhány LBV-ben megfigyelt óriási kitörések növelik a fényerőt, annyira, hogy szupernóva-csalóknak nevezték őket, és más típusú esemény lehet.

sárga hipergiánsokszerkesztés

ezek a hatalmas kifejlődött csillagok instabilak a nagy fényességük és az instabilitási sáv feletti helyzetük miatt, és lassú, de néha nagy fotometriai és spektroszkópiai változásokat mutatnak a nagy tömegveszteség és az alkalmi nagyobb kitörések miatt, megfigyelhető időbeli változásokkal kombinálva. A legismertebb példa Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

bár a kitörési változók közé sorolták, ezek a csillagok fényereje nem növekszik periodikusan. Ehelyett idejük nagy részét maximális fényerővel töltik, de szabálytalan időközönként hirtelen 1-9 nagyságrenddel elhalványulnak (2,5-4000-szer halványabbak), mielőtt hónapok-évek alatt visszanyernék kezdeti fényerejüket. A legtöbbet a sárga szuperóriások közé sorolják fényesség szerint, bár valójában poszt-AGB csillagok, de vannak mind vörös, mind kék óriás r CrB csillagok. Az R Coronae Borealis (R CrB) a csillag prototípusa. A Dy Persei változók az R CrB változók alosztálya, amelyek kitöréseik mellett periodikus változékonysággal rendelkeznek.

Wolf–Rayet variablesEdit

klasszikus populáció I. A Wolf–Rayet csillagok hatalmas forró csillagok, amelyek néha változékonyságot mutatnak, valószínűleg több különböző ok miatt, beleértve a bináris kölcsönhatásokat és a csillag körüli forgó gázcsomókat. Széles emissziós spektrumot mutatnak héliummal, nitrogénnel, szénnel és oxigénnel. Egyes csillagok variációi sztochasztikusnak tűnnek, míg mások több periódust mutatnak.

Gamma Cassiopeiae változókszerkesztés

a Gamma Cassiopeiae (CA) változók nem szuperóriás gyorsan forgó B osztályú emissziós Vonal típusú csillagok, amelyek szabálytalanul ingadoznak akár 1,5 nagyságrenddel (a fényesség 4-szeres változása) az anyag kilökődése miatt Egyenlítői régiók a gyors forgási sebesség okozta.

Flare starsEdit

a fő szekvenciájú csillagokban a nagy kitörési variabilitás kivételes. Csak a fellángoló csillagok között gyakori, más néven UV Ceti változók, nagyon halvány fő szekvenciájú csillagok, amelyek rendszeres fellángolásokon mennek keresztül. Néhány másodperc alatt akár két nagyságrenddel (hatszor fényesebb) növelik a fényerőt, majd fél óra vagy annál kevesebb idő alatt visszaállnak a normál fényerőre. Több közeli vörös törpe is fellángoló csillag, köztük a Proxima Centauri és a Wolf 359.

rs Canum Venaticorum variablesEdit

ezek a közeli bináris rendszerek rendkívül aktív kromoszférákkal, beleértve a hatalmas napfoltokat és fáklyákat, amelyekről úgy gondolják, hogy a közeli Társ fokozza őket. A változékonyság skálája a napoktól függ, közel a keringési periódushoz, néha fogyatkozásokkal is, évekig, mivel a napfolt aktivitása változik.

kataklizmikus vagy robbanásveszélyes változócsillagokszerkesztés

Szupernóvákszerkesztés

a szupernóvák a legdrámaibb típusú kataklizmatikus változók, amelyek az univerzum legenergetikusabb eseményei közé tartoznak. Egy szupernóva röviden annyi energiát bocsáthat ki, mint egy egész galaxis, több mint 20 nagyságrenddel (több mint százmilliószor fényesebb). A szupernóva-robbanást egy fehér törpe vagy egy csillagmag okozza, amely elér egy bizonyos tömeg / sűrűséghatárt, a Chandrasekhar-határt, aminek következtében az objektum a másodperc töredéke alatt összeomlik. Ez az összeomlás “visszapattan”, és a csillag felrobban, és ezt a hatalmas energiamennyiséget bocsátja ki. Ezeknek a csillagoknak a külső rétegeit másodpercenként több ezer kilométer sebességgel fújják el. A kiutasított anyag szupernóva maradványoknak nevezett ködöket képezhet. Az ilyen köd jól ismert példája a Rák-köd, amely egy szupernóvából maradt fenn, amelyet Kínában és másutt 1054-ben figyeltek meg. A progenitor objektum vagy teljesen széteshet a robbanásban, vagy egy hatalmas csillag esetében a mag neutroncsillaggá válhat (általában pulzár).

szupernóvák keletkezhetnek egy rendkívül nagy tömegű csillag halálából, amely sokszor nehezebb a Napnál. Ennek a hatalmas csillagnak az életének végén a fúziós hamuból nem olvadó vasmag képződik. Ezt a vasmagot a Chandrasekhar határ felé tolják, amíg meg nem haladja azt, ezért összeomlik. Az egyik ilyen típusú szupernóva az SN 1987A a Nagy Magellán felhőben.

szupernóva származhat egy fehér törpére történő tömegátvitelből is egy kettős csillagrendszerben lévő csillagtársból. A Chandrasekhar-határt meghaladja a beeső anyag. Ez utóbbi típus abszolút fényereje összefügg a fénygörbe tulajdonságaival, így ezek a szupernóvák felhasználhatók a többi galaxistól való távolság meghatározására.

fényes vörös novaEdit

a Luminous red novae két csillag egyesülése által okozott csillagrobbanás. Nem kapcsolódnak a klasszikus novae-hoz. Jellegzetes vörös megjelenésük és nagyon lassú hanyatlásuk van a kezdeti kitörést követően.

NovaeEdit

Novák szintén drámai robbanások eredményei, de a szupernóvákkal ellentétben nem eredményezik az őscsillag pusztulását. A szupernóvákkal ellentétben a novae a termonukleáris fúzió hirtelen kezdetétől gyullad ki, amely bizonyos magas nyomású körülmények között (degenerált anyag) robbanásszerűen felgyorsul. Szoros bináris rendszerekben alakulnak ki, az egyik komponens egy fehér törpe, amely a másik közönséges csillagkomponensből anyagot gyűjt össze, és évtizedektől évszázadokig vagy évezredekig ismétlődhet. A Novae besorolása gyors, lassú vagy nagyon lassú, a fénygörbéjük viselkedésétől függően. Számos szabad szemmel novae-t rögzítettek, Nova Cygni 1975 a legfényesebb a közelmúlt történetében, elérve a 2.nagyságrendet.

Törpe novaeEdit

a törpe Novák olyan kettős csillagok, amelyekben a komponens közötti anyagátvitel rendszeres kitöréseket eredményez. A törpe nova három típusa létezik:

• U Geminorum csillagok, amelyek kitörései nagyjából 5-20 napig tartanak, majd általában néhány száz napos csendes időszakok következnek. A kitörés során általában 2-6 nagyságrenddel ragyognak. Ezeket a csillagokat SS Cygni változóknak is nevezik a Cygnus változója után, amely e változótípus legfényesebb és leggyakoribb megjelenítései közé tartozik.
• Z Camelopardalis csillagok, amelyekben alkalmi fényességi fennsíkok, úgynevezett állóállások láthatók, részben a maximális és a minimális fényerő között.
• SU Ursae Majoris csillagok, amelyek mind gyakori kis kitöréseken, mind ritkább, de nagyobb szuperkitöréseken mennek keresztül. Ezeknek a bináris rendszereknek a keringési ideje általában 2,5 óra alatt van.

DQ Herculis variablesEdit

a DQ Herculis rendszerek egymással kölcsönhatásban lévő binárisok, amelyekben egy kis tömegű csillag átadja a tömegét egy erősen mágneses fehér törpének. A fehér törpe Centrifugálási periódusa lényegesen rövidebb, mint a bináris orbitális periódus, és néha fotometriai periodicitásként is kimutatható. A fehér törpe körül általában akkréciós korong képződik, de legbelső régióit mágnesesen csonkolja a fehér törpe. Miután a fehér törpe mágneses mezője elfogta, a belső korong anyaga a mágneses mező vonalai mentén halad, amíg felhalmozódik. Szélsőséges esetekben a fehér törpe mágnesessége megakadályozza az akkumulációs lemez kialakulását.

AM Herculis variablesEdit

ezekben a kataklizmikus változókban a fehér törpe mágneses tere olyan erős, hogy szinkronizálja a fehér törpe spin periódusát a bináris orbitális periódussal. Ahelyett, hogy egy akkréciós korongot képezne, az akkumulációs áramlást a fehér törpe mágneses mezővonalai mentén vezetik, amíg a mágneses pólus közelében nem érinti a fehér törpét. Az akkumulációs régióból sugárzott ciklotron sugárzás több nagyságrendű orbitális variációt okozhat.

z Andromedae változókszerkesztés

ezek a szimbiotikus bináris rendszerek egy vörös óriásból és egy forró kék csillagból állnak, amelyet gáz-és porfelhő borít. Nova-szerű kitöréseken mennek keresztül, legfeljebb 4 magnitúdó amplitúdóval. Ennek az osztálynak a prototípusa a Z Andromedae.

AM CVN variablesEdit

az AM CVn változók szimbiotikus binárisok, ahol egy fehér törpe héliumban gazdag anyagot gyűjt vagy egy másik fehér törpéből, egy héliumcsillagból, vagy egy fejlett főszekvenciájú csillagból. Komplex variációkon mennek keresztül, vagy időnként nincs variáció, ultrarövid periódusokkal.