Variabele ster

voorbeelden van typen binnen deze afdelingen worden hieronder gegeven.

pulserende variabele steredit

de pulserende sterren zwellen op en krimpen, waardoor hun helderheid en spectrum worden beïnvloed. Pulsaties zijn over het algemeen verdeeld in: radiaal, waar de hele ster uitzet en krimpt als geheel; en niet-radiaal, waar een deel van de ster uitzet terwijl een ander deel krimpt.

afhankelijk van het type pulsatie en de locatie binnen de ster, is er een natuurlijke of fundamentele frequentie die de periode van de ster bepaalt. Sterren kunnen ook pulseren in een harmonische of boventoon die een hogere frequentie is, overeenkomend met een kortere periode. Pulserende veranderlijke sterren hebben soms één duidelijk gedefinieerde periode, maar vaak pulseren ze gelijktijdig met meerdere frequenties en is een complexe analyse vereist om de afzonderlijke storende perioden te bepalen. In sommige gevallen hebben de pulsaties geen gedefinieerde frequentie, waardoor een willekeurige variatie wordt veroorzaakt, die stochastisch wordt genoemd. De studie van Stellaire interieurs met behulp van hun pulsaties staat bekend als asteroseismologie.

de expansiefase van een pulsatie wordt veroorzaakt door het blokkeren van de interne energiestroom door materiaal met een hoge opaciteit, maar deze moet plaatsvinden op een bepaalde diepte van de ster om zichtbare pulsaties te creëren. Als de uitzetting plaatsvindt onder een convectieve zone dan is er geen variatie zichtbaar aan het oppervlak. Als de uitzetting te dicht bij het oppervlak plaatsvindt zal de herstelkracht te zwak zijn om een pulsatie te creëren. De herstelkracht om de contractiefase van een pulsatie te creëren kan druk zijn als de pulsatie plaatsvindt in een niet-gedegenereerde laag diep in een ster, en dit wordt een akoestische of Drukmodus van pulsatie genoemd, afgekort tot p-modus. In andere gevallen is de herstelkracht zwaartekracht en dit wordt een G-modus genoemd. Pulserende veranderlijke sterren pulseren meestal in slechts één van deze modi.

Cepheïden en cepheïdenachtige variabeledit

deze groep bestaat uit verschillende soorten pulserende sterren, allemaal gevonden op de instabiliteitstrip, die zeer regelmatig zwellen en krimpen als gevolg van de eigen massaresonantie van de ster, meestal door de fundamentele frequentie. Over het algemeen wordt aangenomen dat het Eddington klepmechanisme voor pulserende variabelen verantwoordelijk is voor cepheïde-achtige pulsaties. Elk van de subgroepen op de instabiliteitstrip heeft een vaste relatie tussen periode en absolute magnitude, evenals een relatie tussen periode en gemiddelde dichtheid van de ster. De periode-luminositeit relatie werd voor het eerst vastgesteld voor Delta Cepheïden door Henrietta Leavitt, en maakt deze hoge luminositeit Cepheïden zeer nuttig voor het bepalen van afstanden tot sterrenstelsels binnen de lokale groep en daarbuiten. Edwin Hubble gebruikte deze methode om te bewijzen dat de zogenaamde spiraalnevels in feite verre sterrenstelsels zijn.

merk op dat de Cepheïden alleen genoemd worden voor Delta Cephei, terwijl een volledig aparte klasse van variabelen genoemd wordt naar Beta Cephei.

klassieke Cepheïd variablebedit

klassieke Cepheïden (of Delta Cepheïvariabelen) zijn populatie I (jonge, massieve en lichtgevende) gele superreuzen die pulsaties ondergaan met zeer regelmatige perioden in de Orde van dagen tot maanden. Op 10 September 1784 ontdekte Edward Pigott de variabiliteit van Eta Aquilae, de eerste bekende vertegenwoordiger van de klasse van Cepheïde variabelen. De naamgever voor de klassieke Cepheïden is de ster Delta Cephei, die een paar maanden later door John Goodricke werd ontdekt als variabel.

Type II Cefeidsedit

Type II Cepheïden (historisch W Virginissterren genoemd) hebben zeer regelmatige lichtpulsaties en een luminositeitsrelatie die veel lijkt op de δ Cepheïvariabelen, dus aanvankelijk werden ze verward met de laatste categorie. Type II Cepheïden sterren behoren tot oudere populatie II sterren, dan de Type I Cepheïden. De Type II heeft een iets lagere metalliciteit, een veel lagere massa, een iets lagere lichtkracht, en een lichtjes offset periode verzen lichtkracht relatie, dus het is altijd belangrijk om te weten welk type ster wordt waargenomen.

RR Lyrae variablesEdit

deze sterren lijken enigszins op Cepheïden, maar zijn niet zo lichtgevend en hebben kortere perioden. Ze zijn ouder dan Type I Cepheïden, behorend tot populatie II, maar met een lagere massa dan Type II Cepheïden. Wegens hun gemeenschappelijk voorkomen in bolvormige clusters, worden zij af en toe aangeduid als cluster Cepheïden. Ze hebben ook een gevestigde periode-helderheid relatie, en dus zijn ook nuttig als afstand indicatoren. Deze a-type sterren variëren met ongeveer 0.2-2 magnitudes (20% tot meer dan 500% verandering in helderheid) over een periode van enkele uren tot een dag of meer.

Delta Scuti variablesEdit

Delta Scuti (δ Sct) variabelen zijn vergelijkbaar met Cepheïden, maar veel zwakker en met veel kortere perioden. Ze stonden ooit bekend als Dwergpepheïden. Ze vertonen vaak veel over elkaar heen liggende perioden, die samen een uiterst complexe lichtkromme vormen. De typische δ Scuti ster heeft een amplitude van 0,003-0,9 magnitudes (0,3% tot ongeveer 130% verandering in helderheid) en een periode van 0,01–0,2 dagen. Hun spectraaltype ligt meestal tussen A0 en F5.

SX Phoenicis variablesEdit

deze sterren van het spectrale type A2 tot en met F5, vergelijkbaar met δ Scuti variabelen, worden voornamelijk gevonden in bolvormige sterrenhopen. Ze vertonen fluctuaties in hun helderheid in de Orde van 0,7 magnitude (ongeveer 100% verandering in helderheid) of zo om de 1 tot 2 uur.

snel oscillerende variabeledit

deze sterren van het spectraaltype A of af en toe F0, een subklasse van δ Scuti-variabelen die in de hoofdreeks voorkomen. Ze hebben extreem snelle variaties met perioden van een paar minuten en amplitudes van een paar duizendsten van een magnitude.

variabeledit

de variabelen lange periode zijn koel geëvolueerde sterren die pulseren met perioden tussen weken en meerdere jaren.

Mira variabeledit

Mira variabelen zijn AGB rode reuzen. Over perioden van vele maanden vervagen en verhelderen ze met tussen de 2,5 en 11 magnitudes, een 6-voudige tot 30.000-voudige verandering in helderheid. Mira zelf, ook bekend als Omicron Ceti (ο Cet), varieert in helderheid van bijna 2e magnitude tot zo zwak als 10e magnitude met een periode van ongeveer 332 dagen. De zeer grote visuele amplitudes zijn voornamelijk te wijten aan de verschuiving van de energie-output tussen visueel en infrarood als de temperatuur van de ster verandert. In een paar gevallen laten Mira-variabelen dramatische periodeveranderingen zien over een periode van tientallen jaren, vermoedelijk gerelateerd aan de thermische pulsatiecyclus van de meest geavanceerde AGB-sterren.

Semi-regelbare variabeledit

dit zijn rode reuzen of superreuzen. Semiregulaire variabelen kunnen soms een bepaalde periode tonen, maar vaker minder goed gedefinieerde variaties die soms in meerdere perioden kunnen worden opgelost. Een bekend voorbeeld van een semiregulaire variabele is Betelgeuse, die varieert van ongeveer magnitudes + 0,2 tot + 1,2 (een factor 2.5 verandering in helderheid). In ieder geval zijn sommige van de semi-reguliere variabelen zeer nauw verwant met Mira variabelen, mogelijk is het enige verschil pulserend in een andere harmonische.

langzame onregelmatige variabeledit

dit zijn rode reuzen of superreuzen met weinig of geen detecteerbare periodiciteit. Sommige zijn slecht bestudeerde semireguliere variabelen, vaak met meerdere perioden, maar andere kunnen gewoon chaotisch zijn.

lange secundaire periode variabeledit

veel variabele rode reuzen en superreuzen vertonen variaties over enkele honderden tot enkele duizenden dagen. De helderheid kan veranderen door verschillende magnitudes, hoewel het vaak veel kleiner, met de snellere primaire variaties worden gesuperponeerd. De redenen voor dit type variatie worden niet duidelijk begrepen, omdat ze op verschillende manieren worden toegeschreven aan pulsaties, binariteit en stellaire rotatie.

Beta Cephei variablebedit

bèta Cep (β Cep) variabelen (soms ook Beta Canis Majoris variabelen genoemd, vooral in Europa) ondergaan korte perioden pulsaties in de Orde van 0,1–0,6 dagen met een amplitude van 0,01–0,3 magnitudes (1% tot 30% verandering in helderheid). Ze zijn op hun helderst tijdens minimale contractie. Veel sterren van dit soort vertonen meerdere pulsatieperiodes.

langzaam pulserend b-type steredit

langzaam pulserende B (SPB) sterren zijn hete hoofdreekssterren die iets minder licht geven dan de Beta Cephei-sterren, met langere perioden en grotere amplituden.

Very rapid pulsating hot (subdwarf B) starsEdit

het prototype van deze zeldzame klasse is V361 Hydrae, een 15e magnitude subdwarf B ster. Ze pulseren met perioden van een paar minuten en kunnen gelijktijdig pulseren met meerdere perioden. Ze hebben amplitudes van een paar honderdsten van een magnitude en krijgen de gcvs acroniem RPHS. Het zijn P-mode pulsatoren.

PV Telescopii variablesEdit

sterren in deze klasse zijn type Bp superreuzen met een periode van 0,1–1 dag en een amplitude van 0,1 magnitude gemiddeld. Hun spectra zijn eigenaardig door het hebben van zwakke waterstof, terwijl aan de andere kant koolstof en helium lijnen zijn extra sterk, een type van Extreme helium ster.

RV Tauri variablesEdit

dit zijn gele superreuzen (eigenlijk lage massa post-AGB sterren in de meest lichtgevende fase van hun leven) die afwisselend diepe en ondiepe minima hebben. Deze dubbele piek variatie heeft meestal perioden van 30-100 dagen en amplitudes van 3-4 magnitudes. Bovenop deze variatie kunnen zich lange-termijnschommelingen voordoen over perioden van meerdere jaren. Hun spectra zijn van het type F of G bij maximaal licht en type K of M bij minimale helderheid. Ze liggen in de buurt van de instabiliteit strip, koeler dan Type I Cepheïden meer lichtgevend dan type II Cepheïden. Hun pulsaties worden veroorzaakt door dezelfde basismechanismen gerelateerd aan de opaciteit van helium, maar ze bevinden zich in een heel ander stadium van hun leven.

Alpha Cygni variablesEdit

Alpha Cygni (α Cyg) variables are nonradially pulsating superreus of spectral classes Bep to AepIa. Hun perioden variëren van enkele dagen tot enkele weken, en hun amplitudes van variatie zijn typisch van de orde van 0,1 magnituden. De lichtveranderingen, die vaak onregelmatig lijken, worden veroorzaakt door de superpositie van vele oscillaties met nauwe perioden. Deneb, in het sterrenbeeld Cygnus is het prototype van deze klasse.

Gamma Doradus variablesEdit

Gamma Doradus (γ Dor) variabelen zijn niet-radiaal pulserende hoofdreekssterren van de spectrale klassen F tot laat A. hun perioden zijn ongeveer één dag en hun amplitudes hebben meestal de orde van 0,1 magnituden.

pulserende witte dwergbedit

deze niet-radiaal pulserende sterren hebben korte perioden van honderden tot duizenden seconden met kleine fluctuaties van 0,001 tot 0,2 magnitudes. Bekende types van pulserende witte dwerg (of pre-witte dwerg) zijn de DAV, of ZZ Ceti, sterren, met waterstof gedomineerde atmosferen en het spectraaltype DA; DBV, of V777 Her, sterren, met helium gedomineerde atmosferen en het spectraaltype DB; en GW Vir sterren, met atmosferen gedomineerd door helium, koolstof en zuurstof. GW Vir sterren kunnen worden onderverdeeld in DOV en PNNV sterren.

zonneachtige oscillatiededit

de zon oscilleert met een zeer lage amplitude in een groot aantal modi met perioden van ongeveer 5 minuten. De studie van deze oscillaties staat bekend als helioseismologie. Oscillaties in de zon worden stochastisch gedreven door convectie in de buitenste lagen. De term zonne-achtige oscillaties wordt gebruikt om oscillaties in andere sterren te beschrijven die op dezelfde manier worden opgewekt en de studie van deze oscillaties is een van de belangrijkste gebieden van actief onderzoek op het gebied van asteroseismologie.

blap variablesEdit

een Blue Large-Amplitude Pulsator (BLAP) is een pulserende ster die gekenmerkt wordt door veranderingen van 0,2 tot 0,4 magnitudes met typische perioden van 20 tot 40 minuten.

eruptieve veranderlijke sterrenedit

eruptieve veranderlijke sterren vertonen onregelmatige of semi-regelmatige helderheidsvariaties als gevolg van het verlies van materiaal van de ster, of in sommige gevallen aan de ster wordt toegevoegd. Ondanks de naam zijn dit geen explosieve gebeurtenissen, dat zijn de cataclysmische variabelen.

ProtostarsEdit

protosterren zijn jonge objecten die het proces van samentrekking van een gasnevel naar een echte ster nog niet hebben voltooid. De meeste protosterren vertonen onregelmatige helderheidsvariaties.

Herbig Ae / Be starsEdit

variabiliteit van Massievere (2-8 zonnemassa) Herbig ae/Be-sterren wordt toegeschreven aan gas-stofwolken die rond de circumstellaire schijven cirkelen.

Orion-variabeledit

Orion-variabelen zijn jonge, hete pre-hoofdreekssterren die meestal ingebed zijn in nevel. Ze hebben onregelmatige periodes met amplituden van verschillende groottes. Een bekend subtype van Orion variabelen zijn de T Tauri variabelen. Variabiliteit van T Tauri-sterren is te wijten aan vlekken op het steroppervlak en gas-stof klontjes, die in de circumstellaire schijven cirkelen.

fu Orionis variabeledit

deze sterren bevinden zich in reflectienevels en vertonen een geleidelijke toename van hun lichtkracht in de Orde van 6 magnituden, gevolgd door een lange fase van constante helderheid. Ze dimmen dan met 2 magnitudes (zes keer dimmer) of zo over een periode van vele jaren. V1057 Cygni bijvoorbeeld gedimd door 2,5 magnitude (tien keer dimmer) gedurende een periode van elf jaar. Fu Orionis-variabelen zijn spectraal Type A tot en met G en zijn mogelijk een evolutionaire fase in het leven van T Tauri-sterren.

reuzen en superreuzen edit

grote sterren verliezen relatief gemakkelijk hun materie. Om deze reden variabiliteit als gevolg van uitbarstingen en massa verlies is vrij algemeen onder reuzen en superreuzen.Luminous blue variablesdit

ook bekend als de S Doradus variables, behoren de meest lichtgevende sterren tot deze klasse. Voorbeelden hiervan zijn de hyperreuzen η Carinae en P Cygni. Ze hebben permanent hoge massa verlies, maar met tussenpozen van jaren interne pulsaties veroorzaken de ster om zijn Eddington limiet te overschrijden en het massa verlies neemt enorm toe. De visuele helderheid neemt toe, hoewel de totale helderheid grotendeels onveranderd is. Gigantische uitbarstingen waargenomen in een paar LBV ‘ s verhogen de helderheid, zozeer zelfs dat ze zijn gemerkt supernova bedriegers, en kan een ander soort gebeurtenis.

gele hyperreusedit

deze massieve geëvolueerde sterren zijn instabiel vanwege hun hoge helderheid en positie boven de instabiele strip, en ze vertonen langzame maar soms grote fotometrische en spectroscopische veranderingen als gevolg van hoge massa verlies en occasionele Grotere uitbarstingen, gecombineerd met seculiere variatie op een waarneembare tijdschaal. Het bekendste voorbeeld is Rho Cassiopeiae.

r Coronae Borealis variablesEdit

hoewel deze sterren als eruptieve variabelen worden geclassificeerd, ondergaan ze geen periodieke toename van de helderheid. In plaats daarvan besteden ze het grootste deel van hun tijd aan maximale helderheid, maar met onregelmatige tussenpozen vervagen ze plotseling met 1-9 magnitudes (2,5 tot 4000 keer dimmer) voordat ze over maanden tot jaren herstellen naar hun oorspronkelijke helderheid. De meeste zijn geclassificeerd als gele superreuzen door helderheid, hoewel ze eigenlijk post-AGB sterren, maar er zijn zowel rode als blauwe giant R CrB sterren. R Coronae Borealis (R CrB) is de prototype ster. Dy Persei variabelen zijn een subklasse van R CrB variabelen die een periodieke variabiliteit naast hun uitbarstingen.Wolf–Rayet–ster

klassieke populatie I Wolf–Rayet-sterren zijn massieve hete sterren die soms variabiliteit vertonen, waarschijnlijk als gevolg van verschillende oorzaken, waaronder binaire interacties en roterende gaswolken rond de ster. Ze vertonen brede emissielijnspectra met helium -, stikstof -, koolstof-en zuurstoflijnen. Variaties in sommige sterren lijken stochastisch te zijn, terwijl andere meerdere perioden vertonen.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

Gamma Cassiopeiae (γ Cas) variabelen zijn niet-superreus snel roterende B Klasse emissielijn-Type sterren die onregelmatig fluctueren met maximaal 1,5 magnitudes (4-voudige verandering in helderheid) als gevolg van het uitwerpen van materie op hun equatoriale gebieden veroorzaakt door de snelle rotatiesnelheid.

Flare starsEdit

in hoofdreekssterren is grote eruptieve variabiliteit uitzonderlijk. Het is gebruikelijk alleen onder de flare sterren, ook bekend als de UV Ceti variabelen, zeer zwakke hoofdreekssterren die regelmatig fakkels ondergaan. Ze verhogen in helderheid met maximaal twee magnitudes (zes keer helderder) in slechts een paar seconden, en dan vervagen terug naar de normale helderheid in een half uur of minder. Verschillende rode dwergen in de buurt zijn flare stars, waaronder Proxima Centauri en Wolf 359.

Rs Canum Venaticorum variablesEdit

dit zijn dicht binaire systemen met zeer actieve chromosferenmet inbegrip van enorme zonnevlekken en fakkels, verondersteld te worden versterkt door de naaste metgezel. Variabiliteitschalen variëren van dagen, dicht bij de baanperiode en soms ook met eclipsen, tot jaren als zonnevlekkenactiviteit varieert.

cataclysmische of explosieve variabele steredit

SupernovaeEdit

supernova ‘ s zijn de meest dramatische soort cataclysmische variabele, en zijn enkele van de meest energetische gebeurtenissen in het universum. Een supernova kan even veel energie uitstralen als een heel melkwegstelsel, dat meer dan 20 magnitudes (meer dan honderd miljoen keer helderder) verheldert. De supernova explosie wordt veroorzaakt door een witte dwerg of een sterkern die een bepaalde massa/dichtheid limiet bereikt, de Chandrasekhar limiet, waardoor het object in een fractie van een seconde instort. Deze instorting “stuitert” en zorgt ervoor dat de ster explodeert en deze enorme energiehoeveelheid uitstraalt. De buitenste lagen van deze sterren worden weggeblazen met snelheden van vele duizenden kilometers per seconde. De uitgestoten materie kan nevels vormen die supernova-restanten worden genoemd. Een bekend voorbeeld van zo ‘ n nevel is de Krabnevel, overgebleven van een supernova die in 1054 in China en elders werd waargenomen. Het voorouderobject kan ofwel volledig desintegreren in de explosie, of, in het geval van een massieve ster, kan de kern een neutronenster worden (meestal een pulsar).

supernova ‘ s kunnen het gevolg zijn van de dood van een extreem massieve ster, die vele malen zwaarder is dan de zon. Aan het einde van de levensduur van deze massieve ster wordt een niet-smeltbare ijzeren kern gevormd uit fusieas. Deze ijzeren kern wordt naar de Chandrasekhar limiet geduwd totdat het deze overschrijdt en daardoor instort. Een van de meest bestudeerde supernova ‘ s van dit type is SN 1987A in de Grote Magelhaense Wolk.

een supernova kan ook het gevolg zijn van massaoverdracht op een witte dwerg van een metgezel in een dubbelstersysteem. De Chandrasekhar limiet is overtroffen van de vernietigende materie. De absolute helderheid van dit laatste type is gerelateerd aan de eigenschappen van zijn lichtkromme, zodat deze supernova ‘ s kunnen worden gebruikt om de afstand tot andere sterrenstelsels vast te stellen.

Lichtgevende rode novaEdit

Luminous red novae zijn stellaire explosies veroorzaakt door de fusie van twee sterren. Ze zijn niet verwant aan klassieke novae. Ze hebben een karakteristieke rode uitstraling en een zeer langzame afname na de eerste uitbarsting.Hoofdartikel: Nova

Novae zijn ook het resultaat van dramatische explosies, maar in tegenstelling tot supernova ‘ s leiden Novae niet tot de vernietiging van de voorouderster. Ook in tegenstelling tot supernovae ontsteekt novae door het plotselinge begin van de thermonucleaire fusie, die onder bepaalde hoge drukomstandigheden (gedegenereerde materie) explosief versnelt. Ze vormen zich in nauwe binaire systemen, waarvan één component een witte dwerg is die materie aanwakkert van de andere gewone stercomponent, en kunnen over perioden van decennia tot eeuwen of millennia terugkeren. Novae worden gecategoriseerd als snel, langzaam of zeer langzaam, afhankelijk van het gedrag van hun lichtcurve. Er zijn verschillende Novae met het blote oog waargenomen, waarvan Nova Cygni 1975 de helderste was in de recente geschiedenis en de 2e magnitude bereikte.Hoofdartikel: Dwergnova

Dwergnova ‘ s zijn dubbelsterren waarbij een witte dwerg betrokken is, waarbij de overdracht van materie tussen de component aanleiding geeft tot regelmatige uitbarstingen. Er zijn drie soorten dwerg nova:

• u Geminorum-sterren, die uitbarstingen hebben van ongeveer 5-20 dagen, gevolgd door rustige perioden van meestal een paar honderd dagen. Tijdens een uitbarsting lichten ze meestal op met 2-6 magnitudes. Deze sterren zijn ook bekend als SS Cygni variabelen na de variabele in Cygnus die produceert onder de helderste en meest voorkomende displays van deze variabele type.
• Z Camelopardalis-sterren, waarin af en toe plateaus van helderheid worden gezien, die staan worden genoemd, halverwege tussen maximale en minimale helderheid.
• su Ursae Majoris sterren, die zowel frequente kleine uitbarstingen ondergaan, als zeldzamere maar Grotere superuitbarstingen. Deze binaire systemen hebben meestal een omlooptijd van minder dan 2,5 uur.

DQ Herculis variablesEdit

DQ Herculis systems zijn interagerende binaries waarin een ster met een lage massa massa overdraagt aan een zeer magnetische witte dwerg. De spinperiode van de witte dwerg is aanzienlijk korter dan de binaire baanperiode en kan soms worden gedetecteerd als een fotometrische periodiciteit. Een accretieschijf vormt zich meestal rond de witte dwerg, maar de binnenste gebieden worden magnetisch afgekapt door de witte dwerg. Eenmaal gevangen door het magnetische veld van de witte dwerg, reist het materiaal van de binnenste schijf langs de magnetische veldlijnen tot het accreteert. In extreme gevallen voorkomt het magnetisme van de witte dwerg de vorming van een accretieschijf.

am Herculis variablesdit

in deze cataclysmische variabelen is het magnetische veld van de witte dwerg zo sterk dat het de draaiperiode van de witte dwerg synchroniseert met de binaire baanperiode. In plaats van een accretieschijf te vormen, wordt de accretiestroom gekanaliseerd langs de magnetische veldlijnen van de witte dwerg tot het de witte dwerg raakt in de buurt van een magnetische pool. Cyclotron straling gestraald vanuit de accretie regio kan orbitale variaties van verschillende magnitudes veroorzaken.

Z Andromedae variablesEdit

deze symbiotische binaire systemen zijn samengesteld uit een rode reus en een hete blauwe ster omhuld in een wolk van gas en stof. Ze ondergaan nova-achtige uitbarstingen met amplituden van maximaal 4 magnituden. Het prototype voor deze klasse is Z Andromedae.

am CVn variablesEdit

am CVn variabelen zijn symbiotische binaries waarbij een witte dwerg heliumrijk materiaal aangroeit van een andere witte dwerg, een heliumster of een geëvolueerde hoofdreeksster. Ze ondergaan complexe variaties, of soms geen variaties, met ultrakorte perioden.