Gwiazda zmienna

przykłady typów w obrębie tych działów podano poniżej.

pulsujące Gwiazdy zmiennedytuj

pulsujące Gwiazdy pęcznieją i kurczą się, wpływając na ich jasność i widmo. Pulsacje są zazwyczaj podzielone na: promieniowe, gdzie cała gwiazda rozszerza się i kurczy jako całość; i nie promieniowe, gdzie jedna część Gwiazdy rozszerza się, podczas gdy druga część kurczy się.

w zależności od rodzaju pulsacji i jej położenia w obrębie Gwiazdy, istnieje naturalna lub podstawowa częstotliwość, która określa okres Gwiazdy. Gwiazdy mogą również pulsować w harmonicznym lub naddźwiękowym, który jest wyższą częstotliwością, odpowiadającą krótszemu okresowi. Pulsujące Gwiazdy zmienne mają czasami jeden dobrze określony okres, ale często pulsują jednocześnie z wieloma częstotliwościami i wymagana jest złożona analiza w celu określenia oddzielnych okresów interferencyjnych. W niektórych przypadkach pulsacje nie mają określonej częstotliwości, powodując przypadkową zmienność, zwaną stochastyczną. Badanie wnętrz gwiazd za pomocą ich pulsacji jest znane jako asteroseismology.

Faza ekspansji pulsacji jest spowodowana blokowaniem wewnętrznego przepływu energii przez materiał o dużej nieprzezroczystości, ale musi to nastąpić na określonej głębokości gwiazdy, aby stworzyć widoczne pulsacje. Jeśli ekspansja zachodzi poniżej strefy konwekcyjnej, na powierzchni nie będzie widoczna żadna zmiana. Jeśli ekspansja nastąpi zbyt blisko powierzchni, Siła przywracająca będzie zbyt słaba, aby wytworzyć pulsację. Siła przywracająca do wytworzenia fazy skurczu pulsacji może być ciśnieniem, jeśli pulsacja występuje w nie-zdegenerowanej warstwie głęboko wewnątrz gwiazdy, i jest to nazywane akustycznym lub ciśnieniowym trybem pulsacji, w skrócie trybem P. W innych przypadkach siłą przywracającą jest grawitacja i nazywa się to trybem G. Pulsujące Gwiazdy zmienne zazwyczaj pulsują tylko w jednym z tych trybów.

Cepheidy i cepheidopodobne wariablesedit

grupa ta składa się z kilku rodzajów gwiazd pulsujących, wszystkie znajdujące się na pasku niestabilności, które pęcznieją i kurczą się bardzo regularnie, spowodowane rezonansem masy własnej gwiazdy, na ogół przez częstotliwość podstawową. Ogólnie uważa się, że mechanizm zaworu Eddingtona dla zmiennych pulsujących odpowiada za pulsacje podobne do cefeidy. Każda z podgrup na pasku niestabilności ma stałą zależność między okresem a wielkością absolutną, a także zależność między okresem a średnią gęstością Gwiazdy. Zależność okres-jasność została po raz pierwszy ustalona dla cefeid Delta przez Henriettę Leavitt i sprawia, że te cefeidy o wysokiej jasności są bardzo przydatne do określania odległości do galaktyk w obrębie Grupy Lokalnej i poza nią. Edwin Hubble użył tej metody, aby udowodnić, że tak zwane mgławice spiralne są w rzeczywistości odległymi galaktykami.

zauważ, że Cepheidy są nazwane tylko dla Delta Cephei, podczas gdy zupełnie oddzielna Klasa zmiennych jest nazwana od Beta Cephei.

klasyczny Cepheid variablesEdit

cefeidy Klasyczne (lub zmienne Delta Cephei) są populacją I (młodych, masywnych i świetlistych) żółtych supergigantów, które przechodzą pulsacje z bardzo regularnymi okresami w kolejności dni do miesięcy. 10 września 1784 Edward Pigott wykrył zmienność Eta Aquilae, pierwszego znanego przedstawiciela klasy Cefeidów. Jednak imiennikiem dla klasycznych cefeidy jest gwiazda Delta Cephei, odkryta jako zmienna przez Johna Goodricke ’ a kilka miesięcy później.

Typ II CepheidsEdit

cefeidy typu II (historycznie nazywane gwiazdami W Virginis) mają niezwykle regularne pulsacje światła i zależność jasności podobną do zmiennych δ Cephei, więc początkowo były mylone z tą drugą kategorią. Gwiazdy cefeidy typu II należą do starszej populacji gwiazd II, niż cefeidy typu I. Typ II ma nieco niższą metaliczność, znacznie mniejszą masę, nieco mniejszą jasność i nieco przesunięty okres, dlatego zawsze ważne jest, aby wiedzieć, jaki typ gwiazdy jest obserwowany.

RR Lyrae variablesEdit

Gwiazdy te są nieco podobne do cefeid, ale nie są tak jasne i mają krótsze okresy. Są starsze niż cefeidy typu I, należące do populacji II, ale o mniejszej masie niż cefeidy typu II. Ze względu na ich powszechne występowanie w gromadach kulistych, czasami określane są jako cefeidy klastrowe. Mają również dobrze ugruntowaną relację okres-jasność, a więc są również przydatne jako wskaźniki odległości. Te gwiazdy typu A różnią się o około 0.2-2 magnitudes (20% do ponad 500% zmiana jasności) w okresie kilku godzin do dnia lub więcej.

zmienne Delta Scutiedytuj

zmienne Delta Scuti (δ Sct) są podobne do Cefeidów, ale znacznie słabsze i mają znacznie krótsze okresy. Były kiedyś znane jako cefeidy karłowate. Często pokazują wiele nałożonych okresów, które łączą się tworząc niezwykle skomplikowaną krzywą światła. Typowa gwiazda δ Scuti ma amplitudę 0,003–0,9 magnitudo (0,3% do około 130% zmiany jasności) i okres 0,01–0,2 dnia. Ich typ widmowy mieści się zwykle między A0 a F5.

SX Phoenicis variablesEdit

te gwiazdy typu widmowego A2 do F5, podobne do zmiennych δ Scuti, znajdują się głównie w gromadach kulistych. Wykazują one wahania jasności rzędu 0,7 wielkości (około 100% zmiany jasności), a więc co 1 do 2 godzin.

to Gwiazdy typu widmowego a lub czasami F0, podklasa zmiennych δ Scuti występujących w ciągu głównym. Mają bardzo szybkie zmiany z okresami kilku minut i amplitudami kilku tysięcznych wielkości.

zmienne w długim okresuedytuj

zmienne w długim okresie to chłodne gwiazdy, które pulsują z okresami w zakresie tygodni do kilku lat.

Mira variablesEdit

zmienne Mira to czerwone olbrzymy AGB. W okresach wielu miesięcy blakną i rozjaśniają się od 2,5 do 11 magnitudes, 6-krotna do 30 000-krotna zmiana jasności. Sama Mira, znana również jako Omicron Ceti (ο Cet), zmienia jasność od prawie 2.do tak słabej jak 10. z okresem około 332 dni. Bardzo duże amplitudy wizualne wynikają głównie z przesunięcia energii między wizualną a podczerwoną w miarę zmian temperatury Gwiazdy. W kilku przypadkach zmienne Mira wykazują dramatyczne zmiany w okresie na przestrzeni dziesięcioleci, które są uważane za związane z termicznym cyklem pulsacyjnym najbardziej zaawansowanych gwiazd AGB.

zmienne Półregularneedytuj

są to czerwone olbrzymy lub supergiganty. Zmienne półregulalne mogą czasami pokazywać określony okres, ale częściej pokazują mniej dobrze zdefiniowane wariacje, które czasami mogą być rozdzielone na wiele okresów. Dobrze znanym przykładem zmiennej półregularnej jest Betelgeuse, która waha się od około magnitudes +0.2 do +1.2 (współczynnik 2.5 zmiana jasności). Przynajmniej niektóre zmienne półregularne są bardzo blisko spokrewnione ze zmiennymi Mira, być może jedyną różnicą jest pulsowanie w innej harmonicznej.

wolne zmienne nieregularneedytuj

są to czerwone olbrzymy lub supergiganty z niewielką lub żadną wykrywalną cyklicznością. Niektóre są słabo zbadane zmienne półregularne, często z wieloma okresami, ale inne mogą po prostu być chaotyczne.

long secondary period variablesEdit

wiele zmiennych czerwonych olbrzymów i supergigantów wykazuje wahania w ciągu kilkuset do kilku tysięcy dni. Jasność może zmieniać się o kilka magnitud, choć często jest znacznie mniejsza, z szybszymi zmianami pierwotnymi są nakładane. Przyczyny tego typu zmian nie są jasno rozumiane, są różnie przypisywane pulsacjom, binarności i rotacji Gwiazdy.

beta Cephei variablesEdit

zmienne Beta Cephei (β Cep) (czasami nazywane zmiennymi Beta Canis Majoris, szczególnie w Europie) ulegają krótkotrwałym pulsacjom rzędu 0,1–0,6 dnia z amplitudą 0,01–0,3 magnitudy (zmiana jasności od 1% do 30%). Są najjaśniejsze podczas minimalnego skurczu. Wiele gwiazd tego rodzaju wykazuje wiele okresów pulsacji.

powoli pulsujące gwiazdy typu B

powoli pulsujące Gwiazdy typu B (SPB) są gorącymi gwiazdami ciągu głównego nieco mniej świetlistymi niż Gwiazdy Beta Cephei, o dłuższych okresach i większych amplitudach.

bardzo szybko pulsujące gorące gwiazdy (subdwarf B) edytuj

prototypem tej rzadkiej klasy jest V361 Hydrae, gwiazda subdwarf B o piętnastej jasności. Pulsują z okresami kilku minut i mogą jednocześnie pulsować z wieloma okresami. Mają amplitudy kilku setnych wielkości i otrzymują akronim GCVS RPHS. To pulsatory w trybie P.

PV Telescopii variablesEdit

Gwiazdy tej klasy to supergiganty typu Bp o okresie 0,1–1 dnia i amplitudzie 0,1 jasności średnio. Ich widma charakteryzują się słabym Wodorem, podczas gdy z drugiej strony linie węgla i helu są wyjątkowo silne, rodzaj ekstremalnych gwiazd helu.

RV Tauri variablesEdit

są to żółte gwiazdy nadolbrzym (w rzeczywistości Gwiazdy o niskiej masie post-AGB w najbardziej świetlistym stadium ich życia), które mają naprzemienne minima głębokie i płytkie. Ta dwupienna zmienność zwykle ma okresy 30-100 dni i amplitudy 3-4 magnitudy. Nałożony na tę zmienność, nie mogą być długoterminowe zmiany w okresach kilku lat. Ich widma są Typu F lub G przy maksymalnym świetle i Typu K lub M przy minimalnej jasności. Leżą w pobliżu paska niestabilności, chłodniejsze od cefeidy typu I jaśniejsze od cefeidy typu II. Ich pulsacje są spowodowane przez te same podstawowe mechanizmy związane z nieprzezroczystością helu, ale są na bardzo innym etapie życia.

zmienne Alfa Cygniedytuj

zmienne Alfa Cygni (α Cyg) są nieradialnie pulsującymi supergigantami klas widmowych Bep do AepIa. Ich okresy wahają się od kilku dni do kilku tygodni, a ich amplitudy zmienności są zwykle rzędu 0,1 Magnituda. Zmiany światła, które często wydają się nieregularne, są spowodowane superpozycją wielu oscylacji z bliskimi okresami. Prototypem tej klasy jest Deneb, znajdujący się w gwiazdozbiorze Cygnusa.

zmienne Gamma Doradusedytuj

zmienne Gamma Doradus (γ Dor) to nie-pulsujące promieniowo Gwiazdy ciągu głównego o klasach widmowych od F do późnego A. ich okresy wynoszą około jednego dnia, a ich amplitudy zwykle rzędu 0,1 magnitudy.

pulsujące białe karły: Pulsujący biały karzeł

te niepromienialnie pulsujące gwiazdy mają krótkie okresy od setek do tysięcy sekund z niewielkimi fluktuacjami od 0,001 do 0,2 magnitudy. Znane typy pulsującego białego karła (lub przed białym karłem) obejmują Gwiazdy DAV, lub ZZ Ceti, z atmosferami zdominowanymi przez wodór i typem widmowym DA; DBV lub V777 Her, gwiazdy z atmosferami zdominowanymi przez Hel i typ widmowy DB; oraz Gwiazdy GW Vir, z atmosferami zdominowanymi przez Hel, węgiel i tlen. Gwiazdy GW Vir można podzielić na Gwiazdy Dov i PNNV.

oscylacje podobne do Słońca

Słońce oscyluje z bardzo niską amplitudą w dużej liczbie trybów mających okresy około 5 minut. Badanie tych oscylacji jest znane jako helioseismology. Oscylacje w słońcu są napędzane stochastycznie przez konwekcję w jego zewnętrznych warstwach. Termin oscylacje podobne do słońca jest używany do opisania oscylacji w innych gwiazdach, które są wzbudzone w ten sam sposób, a badanie tych oscylacji jest jednym z głównych obszarów aktywnych badań w dziedzinie asteroseismologii.

BLAP variablesEdit

Niebieski Pulsator o dużej amplitudzie (BLAP) to gwiazda pulsująca charakteryzująca się zmianami o magnitudach od 0,2 do 0,4 z typowymi okresami od 20 do 40 minut.

Erupcyjne Gwiazdy zmiennedytuj

Erupcyjne Gwiazdy zmienne wykazują nieregularne lub półregularne zmiany jasności spowodowane utratą materiału z gwiazdy lub w niektórych przypadkach jego przyrostem. Wbrew nazwie nie są to zdarzenia wybuchowe, są to zmienne kataklizmiczne.

ProtostarsEdit

to Młode obiekty, które nie ukończyły jeszcze procesu kurczenia się z mgławicy gazowej do prawdziwej gwiazdy. Większość protostarów wykazuje nieregularne zmiany jasności.

Herbig AE / Be starsedytuj

zmienność bardziej masywnych (2-8 mas Słońca) gwiazd Herbig AE/Be jest uważana za wynikającą z grudek gazowo-pyłowych, krążących wokół dysków okołoziemskich.

zmienne Orionuedytuj

zmienne Oriona to Młode, gorące gwiazdy ciągu głównego, zwykle osadzone w mgławicy. Mają nieregularne okresy o amplitudzie kilku magnitud. Dobrze znanym podtypem zmiennych Oriona są zmienne T Tauri. Zmienność gwiazd T Tauri wynika z plam na powierzchni gwiazdy i grudek gazowo-pyłowych, krążących w dyskach okołoziemskich.

FU Orionis variablesEdit

Gwiazdy te znajdują się w mgławicach refleksyjnych i wykazują stopniowy wzrost jasności rzędu 6 magnitud, po którym następuje długa Faza stałej jasności. Następnie przyciemniają się o 2 magnitudy (sześciokrotne przyciemnienie) lub tak przez okres wielu lat. V1057 Cygni na przykład przyciemniony o 2,5 magnitudo (dziesięciokrotnie przyciemniony) w okresie jedenastu lat. Zmienne FU Orionis są typu widmowego od A do G i są prawdopodobnie fazą ewolucyjną w życiu gwiazd T Tauri.

olbrzymy i supergigantyedytuj

Duże gwiazdy tracą swoją materię stosunkowo łatwo. Z tego powodu zmienność spowodowana erupcjami i utratą masy jest dość powszechna wśród gigantów i supergigantów.

Luminous blue variablesEdit

znane również jako zmienne s Doradus, najjaśniejsze znane gwiazdy należą do tej klasy. Przykładami są hypergianty η Carinae i P Cygni. Mają trwałe duże ubytki masy, ale w odstępach lat wewnętrzne pulsacje powodują, że gwiazda przekracza swoją granicę Eddingtona, a ubytki masy rosną ogromnie. Jasność wizualna wzrasta, chociaż ogólna jasność pozostaje w dużej mierze niezmieniona. Gigantyczne erupcje obserwowane w kilku LBVs zwiększają jasność, tak bardzo, że zostały oznaczone jako Supernova impostors i mogą być innym rodzajem zdarzenia.

żółta hiperbaryaedytuj

te masywne, wyewoluowane gwiazdy są niestabilne ze względu na wysoką jasność i położenie nad pasem niestabilności, i wykazują powolne, ale czasami duże zmiany fotometryczne i spektroskopowe z powodu dużej utraty masy i sporadycznych większych erupcji, w połączeniu z świecką zmiennością obserwowalnej skali czasowej. Najbardziej znanym przykładem jest Rho Cassiopeiae.

r coronae Borealis variablesEdit

Gwiazdy te, klasyfikowane jako zmienne erupcyjne, nie ulegają okresowym wzrostom jasności. Zamiast tego spędzają większość czasu przy maksymalnej jasności, ale w nieregularnych odstępach czasu nagle blakną o 1-9 magnitudes (2,5 do 4000 razy przyciemnione), zanim odzyskają swoją początkową jasność w ciągu miesięcy do lat. Większość z nich jest klasyfikowana jako żółte supergiganty pod względem jasności, chociaż są to Gwiazdy post-AGB, ale istnieją zarówno czerwone, jak i niebieskie gigantyczne Gwiazdy R CrB. R coronae Borealis (R CrB) jest gwiazdą prototypową. Zmienne dy Persei są podklasą zmiennych R CrB, które mają okresową zmienność oprócz ich erupcji.

Wolf–Rayet variablesEdit

klasyczna populacja i gwiazdy Wolf–Rayet są masywnymi gorącymi gwiazdami, które czasami wykazują zmienność, prawdopodobnie z powodu kilku różnych przyczyn, w tym interakcji binarnych i obracających się skupisk gazu wokół gwiazdy. Wykazują szerokie widma linii emisyjnych z liniami helu, azotu, węgla i tlenu. Różnice w niektórych gwiazdach wydają się być stochastyczne, podczas gdy inne wykazują wiele okresów.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

zmienne Gamma Cassiopeiae (γ Cas) są gwiazdami typu linii emisyjnej klasy B, które wahają się nieregularnie do 1,5 magnitudy (4-krotna zmiana jasności) z powodu wyrzucania materii w ich rejony równikowe spowodowane przez szybką prędkość obrotową.

Gwiazdy Rozbłyskoweedytuj

w gwiazdach ciągu głównego duża zmienność erupcji jest wyjątkowa. Jest to powszechne tylko wśród gwiazd rozbłyskowych, znanych również jako zmienne UV Ceti, bardzo słabych gwiazd ciągu głównego, które ulegają regularnym rozbłyskom. Zwiększają jasność nawet o dwie wielkości (sześć razy jaśniejsze) w ciągu zaledwie kilku sekund, a następnie zanikają do Normalnej Jasności w ciągu pół godziny lub mniej. Kilka pobliskich czerwonych karłów to Gwiazdy rozbłyskowe, w tym Proxima Centauri i Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesEdit

są to bliskie układy binarne z wysoce aktywnymi chromosferami, w tym ogromnymi plamami słonecznymi i rozbłyskami, prawdopodobnie wzmocnionymi przez bliskiego towarzysza. Skala zmienności waha się od dni, w pobliżu okresu orbitalnego, a czasami także z zaćmieniami, do lat, gdy aktywność plam słonecznych zmienia się.

Kataklizmiczne lub wybuchowe Gwiazdy zmiennedytuj

Supernowyedytuj

supernowe są najbardziej dramatycznym typem kataklizmicznej zmiennej, będąc jednymi z najbardziej energetycznych zdarzeń we wszechświecie. Supernowa może na krótko emitować tyle energii, co cała galaktyka, rozjaśniając się o ponad 20 magnitud (ponad sto milionów razy jaśniej). Wybuch supernowej jest spowodowany przez białego karła lub jądro gwiazdy, które osiąga określoną granicę masy / gęstości, granicę Chandrasekhara, powodując upadek obiektu w ułamku sekundy. To załamanie „odbija się” i powoduje, że gwiazda eksploduje i emituje tę ogromną ilość energii. Zewnętrzne warstwy tych gwiazd są zdmuchiwane z prędkością wielu tysięcy kilometrów na sekundę. Wydalona Materia może tworzyć mgławice zwane pozostałościami supernowych. Dobrze znanym przykładem takiej mgławicy jest Mgławica Krab, pozostała po supernowej, która została zaobserwowana w Chinach i gdzie indziej w 1054 roku. Obiekt progenitorowy może rozpadać się całkowicie w wyniku eksplozji lub, w przypadku masywnej gwiazdy, jądro może stać się gwiazdą neutronową (zazwyczaj pulsarem).

supernowe mogą wynikać ze śmierci niezwykle masywnej gwiazdy, wielokrotnie cięższej od Słońca. Pod koniec życia tej masywnej gwiazdy z popiołów fuzyjnych powstaje nieatapialne żelazne jądro. Ten żelazny rdzeń jest popychany w kierunku granicy Chandrasekhar, aż przekroczy ją, a tym samym upadnie. Jedną z najlepiej zbadanych supernowych tego typu jest SN 1987A w Wielkim Obłoku Magellana.

supernowa może również wynikać z przeniesienia masy na białego karła z towarzysza gwiazdy w układzie podwójnym. Granica Chandrasekhara została przekroczona z powodu infiltracji. Absolutna jasność tego ostatniego typu jest związana z właściwościami jego krzywej światła, dzięki czemu supernowe te mogą być wykorzystane do ustalenia odległości do innych galaktyk.

Luminous red novaedytuj

Luminous red novae to Gwiezdne eksplozje spowodowane fuzją dwóch gwiazd. Nie są spokrewnione z klasycznymi novae. Mają charakterystyczny czerwony wygląd i bardzo powolny spadek po początkowym wybuchu.

NovaeEdit

Novae są również wynikiem dramatycznych eksplozji, ale w przeciwieństwie do supernowych nie powodują zniszczenia Gwiazdy progenitorowej. Również w przeciwieństwie do supernowych, novae zapalają się od nagłego początku fuzji termojądrowej, która w pewnych warunkach wysokiego ciśnienia (zdegenerowana Materia) przyspiesza wybuchowo. Tworzą się one w bliskich układach podwójnych, z których jeden jest białym karłem, który pobiera materię od drugiego zwykłego składnika gwiazdowego i może się powtarzać w okresach dziesięcioleci, wieków lub tysiącleci. Novae są klasyfikowane jako szybkie, wolne lub bardzo wolne, w zależności od zachowania ich krzywej światła. Kilka gołym okiem novae zostały zarejestrowane, Nova Cygni 1975 jest najjaśniejsza w najnowszej historii, osiągając 2nd magnitude.

karzeł novaeEdit

Karzeł novae to gwiazdy podwójne z udziałem białego karła, w których przenoszenie materii między składnikiem powoduje regularne wybuchy. Istnieją trzy rodzaje karłowatej Novy:

• u gwiazd Geminorum, które mają wybuchy trwające około 5-20 dni, a następnie ciche okresy Zwykle kilkuset dni. Podczas wybuchu rozjaśniają się zwykle o 2-6 magnitudów. Gwiazdy te są również znane jako zmienne SS Cygni po zmiennej w Cygnus, która produkuje jedne z najjaśniejszych i najczęstszych wyświetlaczy tego typu zmiennych.
• Gwiazdy typu Camelopardalis, w których widoczne są okazjonalne płaszczyzny jasności zwane stopniami, częściowo pomiędzy jasnością maksymalną a minimalną.
• Gwiazdy SU Ursae Majoris, które przechodzą zarówno częste małe wybuchy, jak i rzadsze, ale większe superoutbursty. Te układy binarne mają zwykle okresy orbitalne poniżej 2,5 godziny.

DQ Herculis variablesEdit

układy DQ Herculis oddziałują na siebie, w których gwiazda o małej masie przenosi masę do silnie magnetycznego białego karła. Okres spinowy białego karła jest znacznie krótszy niż okres orbitalny binarny i czasami może być wykryty jako okres fotometryczny. Dysk akrecyjny zwykle tworzy się wokół białego karła, ale jego najbardziej wewnętrzne obszary są magnetycznie ścięte przez białego karła. Po uchwyceniu przez pole magnetyczne białego karła, materiał z dysku wewnętrznego przemieszcza się wzdłuż linii pola magnetycznego, aż do jego akrecji. W skrajnych przypadkach magnetyzm białego karła zapobiega powstawaniu dysku akrecyjnego.

am Herculis variablesEdit

w tych kataklizmicznych zmiennych pole magnetyczne białego karła jest tak silne, że synchronizuje okres spinu białego karła z okresem orbitalnym binarnym. Zamiast tworzyć dysk akrecyjny, przepływ akrecyjny jest kierowany wzdłuż linii pola magnetycznego białego karła, dopóki nie uderzy w białego karła w pobliżu bieguna magnetycznego. Promieniowanie cyklotronowe przesyłane z obszaru akrecji może powodować zmiany orbitalne o kilku magnitudach.

Z Andromedae variablesEdit

te symbiotyczne układy podwójne składają się z czerwonego olbrzyma i gorącej niebieskiej gwiazdy otoczonej chmurą gazu i pyłu. Ulegają one wybuchom przypominającym novę o amplitudzie do 4 magnitud. Prototypem tej klasy jest Z Andromedae.

zmienne AM Cvnedytuj

zmienne AM CVN są symbiotycznymi binariami, w których biały karzeł gromadzi materiał bogaty w hel z innego białego karła, Gwiazdy helu lub ewoluowanej Gwiazdy ciągu głównego. Ulegają złożonym zmianom, a czasami nie występują, z okresami ultrakrótkimi.