النجمة المتغيرة

تحتاج هذه المقالة إلى مصادر إضافية للتحقق . يُرجى المساعدة في تحسين هذه المقالة بإضافة مصادر موثوقة . قد يتم الطعن في المواد غير الموثقة وإزالتها. البحث عن المصادر:  "نجم متغير" – أخبار  · صحف  · كتب  · باحث  · JSTOR ( فبراير 2013 ) ( تعرف على كيفية ووقت إزالة هذه الرسالة )

النجم المتغير هو نجم يتغير سطوعه كما يُرى من الأرض ( قدره الظاهري ) بشكل منهجي مع مرور الوقت. قد يكون سبب هذا التغير هو تغير في الضوء المنبعث أو بسبب شيء يحجب الضوء جزئيًا، لذلك يتم تصنيف النجوم المتغيرة على أنها: ^[1]

• المتغيرات الجوهرية ، التي يتغير سطوعها فعليًا بشكل دوري؛ على سبيل المثال، لأن النجم يتضخم وينكمش.
• المتغيرات الخارجية ، التي ترجع التغيرات الظاهرية في سطوعها إلى التغيرات في كمية الضوء التي يمكن أن تصل إلى الأرض؛ على سبيل المثال، لأن النجم لديه رفيق يدور حوله ويحجبه أحيانًا .

تظهر العديد من النجوم، وربما أغلبها، بعض التذبذبات في لمعانها: على سبيل المثال، يختلف إنتاج الطاقة للشمس بنحو 0.1% على مدار دورة شمسية مدتها 11 عامًا . ^[2]

قد يكون التقويم المصري القديم للأيام المحظوظة وغير المحظوظة الذي تم تأليفه منذ حوالي 3200 عام هو أقدم وثيقة تاريخية محفوظة لاكتشاف نجم متغير، وهو النجم الثنائي الخسوفي ألغول . ^{[3] [4] [5] ومن المعروف أيضًا أن} الأستراليين الأصليين لاحظوا تغير نجمي بيتلجوز وأنتاريس ، ودمجوا هذه التغيرات في السطوع في الروايات التي تنتقل من خلال التقليد الشفوي. ^{[6] [7] [8]}

من بين علماء الفلك المعاصرين، تم التعرف على أول نجم متغير في عام 1638 عندما لاحظ يوهانس هولواردا أن أوميكرون سيتي (الذي سُمي فيما بعد ميرا) ينبض في دورة تستغرق 11 شهرًا؛ وكان ديفيد فابريسيوس قد وصف النجم سابقًا بأنه نجم جديد في عام 1596. أثبت هذا الاكتشاف، إلى جانب المستعرات العظمى التي تم رصدها في عامي 1572 و1604، أن السماء المرصعة بالنجوم ليست ثابتة إلى الأبد كما علم أرسطو وغيره من الفلاسفة القدماء. وبهذه الطريقة، ساهم اكتشاف النجوم المتغيرة في الثورة الفلكية في القرنين السادس عشر وأوائل القرن السابع عشر.

كان النجم المتغير الثاني الذي تم وصفه هو النجم المتغير الخسوفي ألغول، الذي اكتشفه جيمنيانو مونتاناري عام 1669؛ وقد أعطى جون جودريك التفسير الصحيح لتقلباته عام 1784. وتم التعرف على النجم كي سيجني عام 1686 بواسطة جي. كيرش ، ثم النجم ر هيدراي عام 1704 بواسطة جي. دي. مارالدي . وبحلول عام 1786، كان هناك عشرة نجوم متغيرة معروفة. واكتشف جون جودريك نفسه دلتا سيفاي وبيتا ليرا . ومنذ عام 1850، زاد عدد النجوم المتغيرة المعروفة بسرعة، وخاصة بعد عام 1890 عندما أصبح من الممكن التعرف على النجوم المتغيرة عن طريق التصوير الفوتوغرافي.

في عام 1930، نشرت عالمة الفيزياء الفلكية سيسيليا باين كتاب النجوم ذات السطوع العالي، ^[9] حيث أجرت العديد من الملاحظات على النجوم المتغيرة، مع إيلاء اهتمام خاص للمتغيرات القيفاوية . ^[10] أرست تحليلاتها وملاحظاتها للنجوم المتغيرة، التي أجرتها مع زوجها، سيرجي جابوشكين، الأساس لجميع الأعمال اللاحقة حول هذا الموضوع. ^[11]

تتضمن الطبعة الأخيرة من الكتالوج العام للنجوم المتغيرة ^[12] (2008) أكثر من 46000 نجم متغير في مجرة ​​درب التبانة، بالإضافة إلى 10000 نجم في مجرات أخرى، وأكثر من 10000 نجم متغير "مشتبه به".

تتضمن أكثر أنواع التباين شيوعًا تغيرات في السطوع، ولكن تحدث أيضًا أنواع أخرى من التباين، وخاصة التغيرات في الطيف . من خلال الجمع بين بيانات منحنى الضوء والتغيرات الطيفية المرصودة، غالبًا ما يتمكن علماء الفلك من تفسير سبب تغير نجم معين.

يتم تحليل النجوم المتغيرة بشكل عام باستخدام القياس الضوئي وقياس الطيف الضوئي والتحليل الطيفي . يمكن رسم قياسات التغيرات في سطوعها لإنتاج منحنيات الضوء . بالنسبة للمتغيرات المنتظمة، يمكن تحديد فترة التغير وسعتها بشكل جيد للغاية؛ ومع ذلك، بالنسبة للعديد من النجوم المتغيرة، قد تتغير هذه الكميات ببطء بمرور الوقت، أو حتى من فترة إلى أخرى. تُعرف ذروة السطوع في منحنى الضوء باسم الحد الأقصى، بينما تُعرف الأحواض باسم الحد الأدنى.

يستطيع علماء الفلك الهواة إجراء دراسة علمية مفيدة للنجوم المتغيرة من خلال المقارنة البصرية للنجم مع نجوم أخرى ضمن نفس مجال الرؤية التلسكوبية والتي تكون أحجامها معروفة وثابتة. ومن خلال تقدير حجم المتغير وملاحظة وقت الرصد، يمكن إنشاء منحنى ضوئي مرئي. وتجمع الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة مثل هذه الملاحظات من المشاركين في جميع أنحاء العالم وتشارك البيانات مع المجتمع العلمي.

من منحنى الضوء يتم استخلاص البيانات التالية:

• هل تغيرات السطوع دورية، أو شبه دورية، أو غير منتظمة، أو فريدة؟
• ما هي فترة التقلبات في السطوع؟
• ما هو شكل منحنى الضوء (متماثل أم لا، زاوي أم متغير بسلاسة، هل تحتوي كل دورة على حد أدنى واحد أو أكثر، وما إلى ذلك)؟

ومن الطيف يتم استخلاص البيانات التالية:

• ما نوع النجم: ما هي درجة حرارته، فئة لمعانه ( نجم قزم ، نجم عملاق ، نجم عملاق للغاية ، إلخ)؟
• هل هو نجم واحد أم نجم ثنائي؟ (قد يظهر الطيف المجمع للنجم الثنائي عناصر من أطياف كل من النجوم الأعضاء)
• هل يتغير الطيف مع مرور الوقت؟ (على سبيل المثال، قد يصبح النجم أكثر سخونة وبرودة بشكل دوري)
• قد تعتمد التغيرات في السطوع بشكل كبير على جزء الطيف الذي يتم ملاحظته (على سبيل المثال، الاختلافات الكبيرة في الضوء المرئي ولكن لا توجد أي تغييرات تقريبًا في الأشعة تحت الحمراء)
• إذا تم تحويل أطوال موجات الخطوط الطيفية، فإن هذا يشير إلى الحركات (على سبيل المثال، انتفاخ وانكماش دوري للنجم، أو دورانه، أو غلاف غاز متوسع) ( تأثير دوبلر )
• تظهر المجالات المغناطيسية القوية على النجم في الطيف
• قد تكون خطوط الانبعاث أو الامتصاص غير الطبيعية مؤشراً على وجود غلاف جوي نجمي ساخن، أو سحب غازية تحيط بالنجم.

في حالات قليلة جدًا، من الممكن التقاط صور لقرص نجمي. وقد تظهر هذه الصور بقعًا داكنة على سطحه.

غالبًا ما يعطي الجمع بين منحنيات الضوء والبيانات الطيفية دليلاً على التغيرات التي تحدث في النجم المتغير. ^[13] على سبيل المثال، تم العثور على دليل على وجود نجم نابض في طيفه المتحرك لأن سطحه يتحرك بشكل دوري نحونا وبعيدًا عنا، بنفس تردد سطوعه المتغير. ^[14]

يبدو أن حوالي ثلثي النجوم المتغيرة تنبض. ^[15] في ثلاثينيات القرن العشرين، أظهر عالم الفلك آرثر ستانلي إدينجتون أن المعادلات الرياضية التي تصف الجزء الداخلي من النجم قد تؤدي إلى عدم استقرار يتسبب في نبض النجم. ^[16] يرتبط النوع الأكثر شيوعًا من عدم الاستقرار بالتذبذبات في درجة التأين في الطبقات الخارجية للنجم. ^[17]

عندما يكون النجم في مرحلة الانتفاخ، تتمدد طبقاته الخارجية، مما يتسبب في تبريدها. وبسبب انخفاض درجة الحرارة، تقل أيضًا درجة التأين. وهذا يجعل الغاز أكثر شفافية، وبالتالي يسهل على النجم إشعاع طاقته. وهذا بدوره يجعل النجم يبدأ في الانكماش. ومع ضغط الغاز، يسخن وتزداد درجة التأين مرة أخرى. وهذا يجعل الغاز أكثر عتامة، ويتم التقاط الإشعاع مؤقتًا في الغاز. وهذا يزيد من تسخين الغاز، مما يؤدي إلى تمدده مرة أخرى. وبالتالي يتم الحفاظ على دورة التمدد والضغط (الانتفاخ ^{والانكماش ) .}

من المعروف أن نبضات النجوم القيفاوية مدفوعة بالتذبذبات في تأين الهيليوم (من He ⁺⁺ إلى He ⁺ والعودة إلى He ⁺⁺ ). ^[18]

في كوكبة معينة، تم تسمية النجوم المتغيرة الأولى المكتشفة بالأحرف من R إلى Z، على سبيل المثال R Andromedae . تم تطوير نظام التسمية هذا بواسطة فريدريش دبليو أرغيلاندر ، الذي أعطى أول متغير لم يتم تسميته سابقًا في كوكبة الحرف R، وهو أول حرف لم يستخدمه باير . تُستخدم الأحرف من RR إلى RZ، ومن SS إلى SZ، وحتى ZZ للاكتشافات التالية، على سبيل المثال RR Lyrae . استخدمت الاكتشافات اللاحقة الأحرف من AA إلى AZ، ومن BB إلى BZ، وحتى QQ إلى QZ (مع حذف J). بمجرد استنفاد مجموعات 334 هذه، يتم ترقيم المتغيرات حسب ترتيب الاكتشاف، بدءًا من البادئة V335 وما بعده.

قد تكون النجوم المتغيرة إما داخلية أو خارجية .

• النجوم المتغيرة الجوهرية : النجوم التي يحدث فيها التغير نتيجة للتغيرات في الخصائص الفيزيائية للنجوم نفسها. ويمكن تقسيم هذه الفئة إلى ثلاث مجموعات فرعية.
  • متغيرات نابضة، نجوم يتوسع نصف قطرها ويتقلص بالتناوب كجزء من عمليات الشيخوخة التطورية الطبيعية.
  • المتغيرات الانفجارية، وهي النجوم التي تشهد ثورات على سطحها مثل التوهجات أو القذف الكتلي.
  • المتغيرات الكارثية أو الانفجارية، وهي النجوم التي تتعرض لتغير كارثي في ​​خصائصها مثل المستعرات العظمى والمستعرات العظمى .
• النجوم المتغيرة خارجيًا : النجوم التي يكون التغير فيها ناتجًا عن خصائص خارجية مثل الدوران أو الكسوف. وهناك مجموعتان فرعيتان رئيسيتان.
  • الأنظمة الثنائية الخسوفية، أو النجوم المزدوجة ، أو الأنظمة الكوكبية حيث تحجب النجوم بعضها البعض أحيانًا كما نراها من نقطة مراقبة الأرض أثناء دورانها، أو يحجب الكوكب نجمه.
  • المتغيرات الدوارة، النجوم التي تنجم تغيراتها عن ظواهر مرتبطة بدورانها. ومن الأمثلة على ذلك النجوم التي تحتوي على "بقع شمسية" شديدة تؤثر على سطوعها الظاهري أو النجوم التي تدور بسرعة كبيرة مما يجعلها تصبح بيضاوية الشكل.

تنقسم هذه المجموعات الفرعية نفسها إلى أنواع محددة من النجوم المتغيرة والتي عادة ما يتم تسميتها على اسم النموذج الأولي لها. على سبيل المثال، يتم تسمية النجوم القزمة الجديدة بنجوم U Geminorum نسبة إلى أول نجم تم التعرف عليه في الفئة، وهو U Geminorum .

وفيما يلي أمثلة على الأنواع داخل هذه الأقسام.

تتضخم النجوم النابضة وتتقلص، مما يؤثر على سطوعها والطيف الخاص بها. وتنقسم النبضات عمومًا إلى: شعاعية ، حيث يتمدد النجم بأكمله ويتقلص ككل؛ وغير شعاعية، حيث يتمدد جزء من النجم بينما ينكمش جزء آخر.

اعتمادًا على نوع النبض وموقعه داخل النجم، يوجد تردد طبيعي أو أساسي يحدد فترة النجم. قد تنبض النجوم أيضًا بتردد متناغم أو توافقي وهو تردد أعلى يتوافق مع فترة أقصر. أحيانًا يكون للنجوم المتغيرة النابضة فترة واحدة محددة جيدًا، ولكنها غالبًا ما تنبض في وقت واحد بترددات متعددة ويتطلب الأمر تحليلًا معقدًا لتحديد فترات التداخل المنفصلة . في بعض الحالات، لا تحتوي النبضات على تردد محدد، مما يتسبب في حدوث تغير عشوائي يشار إليه باسم العشوائية . تُعرف دراسة باطن النجوم باستخدام نبضاتها بعلم الزلازل النجمية .

تحدث مرحلة التوسع في النبضة بسبب حجب تدفق الطاقة الداخلية بواسطة مادة ذات عتامة عالية، ولكن يجب أن يحدث هذا على عمق معين من النجم لإنشاء نبضات مرئية. إذا حدث التوسع أسفل منطقة الحمل الحراري، فلن يكون هناك أي تغير مرئي على السطح. إذا حدث التوسع بالقرب من السطح، فستكون قوة الاستعادة ضعيفة جدًا لإنشاء نبضة. يمكن أن تكون قوة الاستعادة لإنشاء مرحلة الانكماش في النبضة عبارة عن ضغط إذا حدث النبض في طبقة غير متحللة في عمق النجم، ويسمى هذا الوضع الصوتي أو الضغطي للنبض، ويختصر إلى وضع p . في حالات أخرى، تكون قوة الاستعادة هي الجاذبية ويسمى هذا وضع g . تنبض النجوم المتغيرة النابضة عادةً في وضع واحد فقط من هذه الأوضاع.

تتكون هذه المجموعة من عدة أنواع من النجوم النابضة، والتي توجد جميعها على شريط عدم الاستقرار ، والتي تنتفخ وتتقلص بانتظام شديد بسبب رنين كتلة النجم نفسه ، وعادةً ما يكون ذلك بسبب التردد الأساسي . يُعتقد عمومًا أن آلية صمام إدينجتون للمتغيرات النابضة مسؤولة عن النبضات الشبيهة بالنجوم القيفاوية. تتمتع كل مجموعة فرعية على شريط عدم الاستقرار بعلاقة ثابتة بين الفترة والقدر المطلق، بالإضافة إلى علاقة بين الفترة ومتوسط ​​كثافة النجم. تم تأسيس علاقة الفترة باللمعان لأول مرة بالنسبة للنجوم القيفاوية دلتا بواسطة هنريتا ليفات ، مما يجعل هذه النجوم القيفاوية عالية اللمعان مفيدة جدًا لتحديد المسافات إلى المجرات داخل المجموعة المحلية وخارجها. استخدم إدوين هابل هذه الطريقة لإثبات أن ما يسمى بالسدم الحلزونية هي في الواقع مجرات بعيدة.

تم تسمية المتغيرات Cepheids باسم Delta Cephei فقط ، في حين تم تسمية فئة منفصلة تمامًا من المتغيرات باسم Beta Cephei .

النجوم القيفاوية الكلاسيكية (أو متغيرات دلتا القيفاوية) هي نجوم عملاقة صفراء ضخمة ومضيئة من الفئة الأولى (صغيرة، ضخمة، ومضيئة) تخضع لنبضات بفترات منتظمة للغاية تتراوح من أيام إلى أشهر. في 10 سبتمبر 1784، اكتشف إدوارد بيجوت تغير نجم إيتا أكويلاي ، وهو أول ممثل معروف لفئة النجوم القيفاوية. ومع ذلك، فإن اسم النجوم القيفاوية الكلاسيكية هو نجم دلتا القيفاوية ، الذي اكتشفه جون جودريك بعد بضعة أشهر على أنه متغير .

تتميز النجوم القيفاوية من النوع الثاني (والتي يطلق عليها تاريخيًا نجوم W Virginis) بنبضات ضوئية منتظمة للغاية وعلاقة لمعان تشبه إلى حد كبير متغيرات δ Cephei، لذلك تم الخلط بينها وبين الفئة الأخيرة في البداية. تنتمي النجوم القيفاوية من النوع الثاني إلى نجوم أقدم من المجموعة الثانية ، مقارنة بالنجوم القيفاوية من النوع الأول. تتمتع النجوم القيفاوية من النوع الثاني بمعادن أقل إلى حد ما ، وكتلة أقل بكثير، ولمعان أقل إلى حد ما، وعلاقة فترة مقابل لمعان مائلة قليلاً، لذلك من المهم دائمًا معرفة نوع النجم الذي يتم رصده.

هذه النجوم تشبه إلى حد ما النجوم القيفاوية، لكنها ليست بنفس السطوع ولها فترات أقصر. وهي أقدم من النوع الأول من النجوم القيفاوية، وتنتمي إلى المجموعة الثانية ، لكن كتلتها أقل من النوع الثاني من النجوم القيفاوية. ونظرًا لوجودها الشائع في العناقيد الكروية ، يُشار إليها أحيانًا باسم النجوم القيفاوية العنقودية . كما أن لها علاقة ثابتة بين الفترة والسطوع، وبالتالي فهي مفيدة أيضًا كمؤشرات للمسافة. وتختلف نجوم النوع أ هذه بمقدار 0.2-2 قدر (20% إلى أكثر من 500% تغير في السطوع) على مدى فترة تتراوح من عدة ساعات إلى يوم أو أكثر.

متغيرات دلتا سكوتي (δ Sct) تشبه النجوم القيفاوية ولكنها أضعف بكثير وبفترات أقصر بكثير. كانت تُعرف ذات يوم باسم النجوم القيفاوية القزمة . غالبًا ما تُظهر فترات متراكبة عديدة، والتي تتحد لتكوين منحنى ضوئي معقد للغاية. يتمتع نجم دلتا سكوتي النموذجي بسعة تتراوح بين 0.003-0.9 قدر (0.3% إلى حوالي 130% تغير في اللمعان) وفترة تتراوح بين 0.01-0.2 يوم. يتراوح نوعه الطيفي عادةً بين A0 وF5.

توجد هذه النجوم من النوع الطيفي A2 إلى F5، والتي تشبه متغيرات δ Scuti، بشكل أساسي في العناقيد الكروية. وهي تظهر تقلبات في سطوعها في حدود 0.7 من القدر (حوالي 100% تغير في السطوع) أو نحو ذلك كل ساعة إلى ساعتين.

هذه النجوم من النوع الطيفي A أو F0 في بعض الأحيان، وهي فئة فرعية من متغيرات δ Scuti الموجودة في التسلسل الرئيسي. تتميز هذه النجوم بتغيرات سريعة للغاية مع فترات تبلغ بضع دقائق وسعات تبلغ بضعة آلاف من القدر.

المتغيرات طويلة الفترة هي نجوم متطورة باردة تنبض بفترات تتراوح بين أسابيع إلى عدة سنوات.

متغيرات ميرا هي عمالقة حمراء من فرع العملاق المقارب (AGB). على مدى فترات طويلة من عدة أشهر، تتلاشى وتضيء بمقدار يتراوح بين 2.5 و11 قدرًا ، وهو ما يمثل تغيرًا في لمعانها يتراوح بين 6 أضعاف و30000 ضعف. يختلف سطوع ميرا نفسه، المعروف أيضًا باسم أوميكرون سيتي (ο Cet)، من القدر الثاني تقريبًا إلى ما يقرب من القدر العاشر بفترة تبلغ حوالي 332 يومًا. ترجع السعات المرئية الكبيرة جدًا بشكل أساسي إلى تحول ناتج الطاقة بين المرئي والأشعة تحت الحمراء مع تغير درجة حرارة النجم. في حالات قليلة، تُظهر متغيرات ميرا تغييرات دورية كبيرة على مدى عقود من الزمن، ويُعتقد أنها مرتبطة بدورة النبض الحراري لنجوم فرع العملاق المقارب الأكثر تقدمًا.

هذه هي العمالقة الحمراء أو العمالقة الفائقة . قد تظهر المتغيرات شبه المنتظمة فترة محددة في بعض الأحيان، ولكنها غالبًا ما تظهر اختلافات أقل تحديدًا يمكن حلها أحيانًا إلى فترات متعددة. أحد الأمثلة المعروفة للمتغير شبه المنتظم هو نجم منكب الجوزاء ، والذي يتراوح من حوالي +0.2 إلى +1.2 (تغير في الإضاءة بمقدار 2.5 عامل). ترتبط بعض المتغيرات شبه المنتظمة على الأقل ارتباطًا وثيقًا بمتغيرات ميرا، وربما يكون الاختلاف الوحيد هو النبض في توافق مختلف.

هذه هي العمالقة الحمراء أو العمالقة الفائقة التي لا يمكن اكتشاف دورتها أو دورتها القليلة. بعضها عبارة عن متغيرات شبه منتظمة لم تتم دراستها بشكل جيد، وغالبًا ما تكون ذات فترات متعددة، ولكن البعض الآخر قد يكون فوضويًا ببساطة.

تظهر العديد من النجوم العملاقة الحمراء العملاقة والنجوم العملاقة العملاقة المتغيرة اختلافات على مدى عدة مئات إلى عدة آلاف من الأيام. قد يتغير السطوع بعدة أحجام على الرغم من أنه غالبًا ما يكون أصغر بكثير، مع فرض الاختلافات الأولية الأكثر سرعة. أسباب هذا النوع من الاختلاف غير مفهومة بوضوح، حيث تُعزى بشكل مختلف إلى النبضات والثنائية ودوران النجوم. ^{[19] [20] [21]}

تخضع متغيرات بيتا سيفي (β Cep) (والتي تسمى أحيانًا متغيرات بيتا كانيس ماجوريس ، وخاصة في أوروبا) ^[22] لنبضات قصيرة المدة في حدود 0.1-0.6 يوم بسعة 0.01-0.3 قدر (1% إلى 30% تغير في السطوع). وهي في أشد حالاتها سطوعًا أثناء الانكماش الأدنى. وتُظهِر العديد من النجوم من هذا النوع فترات نبض متعددة. ^[23]

النجوم B (SPB) النابضة ببطء هي نجوم ساخنة من التسلسل الرئيسي أقل سطوعًا قليلاً من نجوم بيتا سيفاي، مع فترات أطول وسعات أكبر. ^[24]

النموذج الأولي لهذه الفئة النادرة هو V361 Hydrae ، وهو نجم قزم فرعي من النوع B يبلغ قدره 15. تنبض هذه النجوم بفترات تبلغ بضع دقائق وقد تنبض في وقت واحد بفترات متعددة. تبلغ سعتها بضع مئات من القدر وتسمى اختصارًا GCVS RPHS. وهي نبضات ذات وضع p . ^[25]

النجوم في هذه الفئة هي من نوع العمالقة الفائقة Bp بفترة 0.1-1 يوم وسعة 0.1 قدر في المتوسط. أطيافها غريبة لأنها تحتوي على هيدروجين ضعيف بينما من ناحية أخرى تكون خطوط الكربون والهيليوم قوية للغاية ، وهو نوع من نجوم الهيليوم المتطرفة .

هذه هي النجوم العملاقة الصفراء (في الواقع نجوم منخفضة الكتلة بعد مرحلة AGB في أكثر مراحل حياتها سطوعًا) والتي لها حد أدنى عميق وسطحي متناوب. عادةً ما يكون لهذا الاختلاف ذو الذروة المزدوجة فترات تتراوح من 30 إلى 100 يوم وسعات تتراوح من 3 إلى 4 قدر. وبإضافة هذا الاختلاف، قد تكون هناك اختلافات طويلة الأمد على مدى فترات تمتد لعدة سنوات. تكون أطيافها من النوع F أو G عند أقصى قدر من الضوء والنوع K أو M عند أدنى قدر من السطوع. تقع بالقرب من شريط عدم الاستقرار، وهي أكثر برودة من النوع الأول من النجوم القيفاوية وأكثر سطوعًا من النوع الثاني من النجوم القيفاوية. تحدث نبضاتها بسبب نفس الآليات الأساسية المتعلقة بعتامة الهيليوم، لكنها في مرحلة مختلفة تمامًا من حياتها.

متغيرات ألفا سيجني (α سيجني) هي عمالقة عملاقة غير نابضة شعاعيًا من الفئات الطيفية B _ep إلى A _ep Ia. تتراوح فتراتها من عدة أيام إلى عدة أسابيع، وتكون سعة تغيرها عادةً في حدود 0.1 من المقدار. تحدث التغيرات الضوئية، التي تبدو غالبًا غير منتظمة، بسبب تراكب العديد من التذبذبات ذات الفترات المتقاربة. نجم ذنب الدجاجة ، في كوكبة الدجاجة، هو النموذج الأولي لهذه الفئة.

متغيرات جاما دورادوس (γ Dor) هي نجوم غير نابضة شعاعيًا من التسلسل الرئيسي من الفئات الطيفية F إلى أواخر A. تبلغ فتراتها حوالي يوم واحد وسعاتها عادة في حدود 0.1 قدر.

هذه النجوم النابضة غير الشعاعية لها فترات قصيرة تتراوح من مئات إلى آلاف الثواني مع تقلبات صغيرة تتراوح من 0.001 إلى 0.2 قدر. تشمل الأنواع المعروفة من الأقزام البيضاء النابضة (أو ما قبل القزم الأبيض) نجوم DAV أو ZZ Ceti ذات الغلاف الجوي الذي يهيمن عليه الهيدروجين والنوع الطيفي DA؛ ^{[26] ونجوم} DBV أو V777 Her ذات الغلاف الجوي الذي يهيمن عليه الهيليوم والنوع الطيفي DB؛ ^[27] ونجوم GW Vir ذات الغلاف الجوي الذي يهيمن عليه الهيليوم والكربون والأكسجين. يمكن تقسيم نجوم GW Vir إلى نجوم DOV و PNNV . ^{[28] [29]}

تتذبذب الشمس بسعة منخفضة جدًا في عدد كبير من الأوضاع التي تبلغ فتراتها حوالي 5 دقائق. تُعرف دراسة هذه التذبذبات بعلم الزلازل الشمسي . يتم دفع التذبذبات في الشمس عشوائيًا عن طريق الحمل الحراري في طبقاتها الخارجية. يُستخدم مصطلح التذبذبات الشبيهة بالشمس لوصف التذبذبات في النجوم الأخرى التي تثار بنفس الطريقة، ودراسة هذه التذبذبات هي واحدة من المجالات الرئيسية للبحث النشط في مجال علم الزلازل النجمية .

النجم النابض الأزرق ذو السعة الكبيرة (BLAP) هو نجم نابض يتميز بتغيرات تتراوح من 0.2 إلى 0.4 درجة مع فترات نموذجية تتراوح من 20 إلى 40 دقيقة.

العملاق الأصفر النابض السريع (FYPS) هو عملاق أصفر مضيء ذو نبضات أقصر من يوم واحد. يُعتقد أنه تطور إلى ما بعد مرحلة العملاق الأحمر، لكن آلية النبضات غير معروفة. تم تسمية الفئة في عام 2020 من خلال تحليل ملاحظات TESS . ^[30]

تظهر النجوم المتغيرة الانفجارية تغيرات غير منتظمة أو شبه منتظمة في السطوع ناجمة عن فقدان مادة من النجم، أو في بعض الحالات تراكمها عليه. وعلى الرغم من اسمها، فإن هذه ليست أحداثًا انفجارية.

النجوم الأولية هي أجسام صغيرة لم تكمل بعد عملية الانكماش من سديم غازي إلى نجم حقيقي. تظهر معظم النجوم الأولية اختلافات غير منتظمة في السطوع.

يُعتقد أن تغير شكل النجوم Herbig Ae/Be الأكثر ضخامة (2-8 كتلة شمسية ) يرجع إلى تكتلات من الغاز والغبار تدور في الأقراص المحيطة بالنجم.

متغيرات أوريون هي نجوم شابة ساخنة من مرحلة ما قبل النسق الرئيسي وعادة ما تكون مدفونة في السديم. ولديها فترات غير منتظمة بسعة عدة مقادير. ومن الأنواع الفرعية المعروفة لمتغيرات أوريون متغيرات تي تاوري . ويعود تقلب نجوم تي تاوري إلى البقع على سطح النجم وتكتلات الغاز والغبار التي تدور في الأقراص المحيطة بالنجم.

توجد هذه النجوم في سديم انعكاسي وتظهر زيادات تدريجية في لمعانها في حدود 6 قدر ظاهري تليها مرحلة طويلة من السطوع الثابت. ثم تخفت بمقدار 2 قدر ظاهري (ستة أضعاف خفوت) أو نحو ذلك على مدى سنوات عديدة. على سبيل المثال، خفت لمعان V1057 Cygni بمقدار 2.5 قدر ظاهري (عشرة أضعاف خفوت) خلال فترة أحد عشر عامًا. متغيرات FU Orionis من النوع الطيفي A إلى G وربما تكون مرحلة تطورية في حياة نجوم T Tauri .

تفقد النجوم الكبيرة مادتها بسهولة نسبية. ولهذا السبب فإن التغيرات الناجمة عن الانفجارات وفقدان الكتلة شائعة إلى حد ما بين النجوم العملاقة والنجوم العملاقة الفائقة.

تُعرف أيضًا باسم متغيرات S Doradus ، وتنتمي أكثر النجوم سطوعًا المعروفة إلى هذه الفئة. تشمل الأمثلة العملاقين الفائقين η Carinae و P Cygni . لديهم فقدان كتلة مرتفع دائم، ولكن على فترات من السنوات تتسبب النبضات الداخلية في تجاوز النجم لحد إدينجتون ويزداد فقدان الكتلة بشكل كبير. يزداد السطوع المرئي على الرغم من أن اللمعان الكلي لا يتغير إلى حد كبير. تزيد الانفجارات العملاقة التي لوحظت في عدد قليل من LBVs من اللمعان، لدرجة أنه تم تصنيفها على أنها محتالات مستعر أعظم ، وقد تكون نوعًا مختلفًا من الحدث.

هذه النجوم الضخمة المتطورة غير مستقرة بسبب لمعانها العالي وموقعها فوق شريط عدم الاستقرار، وتظهر تغيرات ضوئية وطيفية بطيئة ولكنها كبيرة في بعض الأحيان بسبب فقدان الكتلة الكبير والثورات الأكبر العرضية، جنبًا إلى جنب مع التباين العلماني على مقياس زمني يمكن ملاحظته. أفضل مثال معروف هو Rho Cassiopeiae .

على الرغم من تصنيفها كمتغيرات ثورانية، فإن هذه النجوم لا تخضع لزيادات دورية في السطوع. وبدلاً من ذلك، تقضي معظم وقتها في أقصى سطوع لها، ولكن على فترات غير منتظمة تتلاشى فجأة بمقدار 1-9 قدر (أضعف من 2.5 إلى 4000 مرة) قبل أن تستعيد سطوعها الأولي على مدى أشهر إلى سنوات. يتم تصنيف معظمها على أنها عمالقة صفراء من حيث اللمعان، على الرغم من أنها في الواقع نجوم ما بعد AGB، ولكن هناك نجوم عملاقة حمراء وزرقاء من نوع R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) هو النجم النموذجي. متغيرات DY Persei هي فئة فرعية من متغيرات R CrB التي لها تغير دوري بالإضافة إلى ثوراتها.

نجوم وولف-رايت الكلاسيكية هي نجوم ضخمة ساخنة تظهر أحيانًا تقلبات، ربما بسبب عدة أسباب مختلفة بما في ذلك التفاعلات الثنائية وتكتلات الغاز الدوارة حول النجم. تظهر أطياف خطوط الانبعاث العريضة مع خطوط الهيليوم والنيتروجين والكربون والأكسجين . يبدو أن الاختلافات في بعض النجوم عشوائية بينما تظهر أخرى فترات متعددة.

متغيرات جاما كاسيوبيا (γ Cas) هي نجوم غير عملاقة سريعة الدوران من النوع الخطي للانبعاث من الفئة B والتي تتقلب بشكل غير منتظم بما يصل إلى 1.5 قدر (تغير في اللمعان بمقدار 4 أضعاف) بسبب طرد المادة في مناطقها الاستوائية بسبب سرعة الدوران السريعة.

في نجوم التسلسل الرئيسي، يكون التباين الانفجاري الكبير استثنائيًا. وهو شائع فقط بين نجوم التوهج ، والمعروفة أيضًا باسم متغيرات UV Ceti ، وهي نجوم خافتة جدًا في التسلسل الرئيسي تخضع لوهج منتظم. تزداد سطوعها بما يصل إلى قدرين (ستة أضعاف أكثر سطوعًا) في بضع ثوانٍ فقط، ثم تتلاشى مرة أخرى إلى سطوعها الطبيعي في نصف ساعة أو أقل. العديد من الأقزام الحمراء القريبة هي نجوم توهج، بما في ذلك Proxima Centauri و Wolf 359 .

هذه هي الأنظمة الثنائية القريبة ذات الكرات الملونة النشطة للغاية، بما في ذلك البقع الشمسية الضخمة والتوهجات، والتي يُعتقد أنها تتعزز بسبب الرفيق القريب. تتراوح مقاييس التغير من أيام، بالقرب من الفترة المدارية وأحيانًا أيضًا مع الكسوف، إلى سنوات حيث يختلف نشاط البقع الشمسية.

المستعرات الأعظمية هي النوع الأكثر دراماتيكية من المتغيرات الكارثية، وهي من أكثر الأحداث نشاطًا في الكون. يمكن للمستعر الأعظم أن ينبعث منه لفترة وجيزة قدر من الطاقة يعادل مجرة ​​بأكملها ، ويزيد سطوعه بأكثر من 20 قدرًا (أكثر سطوعًا بأكثر من مائة مليون مرة). يحدث انفجار المستعر الأعظم بسبب وصول قزم أبيض أو قلب نجم إلى حد معين من الكتلة/الكثافة، وهو حد شاندراسيخار ، مما يتسبب في انهيار الجسم في جزء من الثانية. "يرتد" هذا الانهيار ويتسبب في انفجار النجم وانبعاث هذه الكمية الهائلة من الطاقة. تنفجر الطبقات الخارجية لهذه النجوم بسرعات تصل إلى آلاف الكيلومترات في الثانية. قد تشكل المادة المطرودة سديمًا تسمى بقايا المستعر الأعظم . من الأمثلة المعروفة على هذه السديم سديم السرطان ، وهو بقايا مستعر أعظم تم رصده في الصين وأماكن أخرى في عام 1054. قد يتفكك الجسم السلفي تمامًا في الانفجار، أو في حالة النجم الضخم، يمكن أن يصبح اللب نجمًا نيوترونيًا ( نجمًا نابضًا بشكل عام ) أو ثقبًا أسود .

يمكن أن تنشأ المستعرات العظمى نتيجة لموت نجم ضخم للغاية، أثقل من الشمس بعدة مرات. في نهاية عمر هذا النجم الضخم، يتكون قلب حديدي غير قابل للانصهار من رماد الاندماج. يتم دفع هذا القلب الحديدي نحو حد شاندراسيخار حتى يتجاوزه وبالتالي ينهار. أحد أكثر المستعرات العظمى من هذا النوع دراسة هو المستعر الأعظم 1987A في سحابة ماجلان الكبرى .

قد تنشأ المستعرات العظمى أيضًا نتيجة لانتقال الكتلة إلى قزم أبيض من نجم مرافق في نظام نجمي مزدوج. يتم تجاوز حد شاندراسيخار من المادة المتساقطة. ترتبط الإضاءة المطلقة لهذا النوع الأخير بخصائص منحنى الضوء الخاص به، بحيث يمكن استخدام هذه المستعرات العظمى لتحديد المسافة إلى المجرات الأخرى.

الانفجارات الحمراء المضيئة هي انفجارات نجمية ناجمة عن اندماج نجمين. وهي لا ترتبط بالانفجارات الكلاسيكية . وتتميز بمظهر أحمر مميز وانحدار بطيء للغاية بعد الانفجار الأولي.

كما أن المستعرات العظمى هي نتيجة لانفجارات دراماتيكية، ولكن على عكس المستعرات العظمى لا تؤدي إلى تدمير النجم السلف. وعلى عكس المستعرات العظمى أيضًا، تشتعل المستعرات العظمى من البداية المفاجئة للاندماج النووي الحراري، والذي يتسارع بشكل انفجاري تحت ظروف ضغط عالية معينة ( المادة المتحللة ). وتتشكل في أنظمة ثنائية قريبة ، حيث يكون أحد المكونات قزمًا أبيض يتراكم المادة من المكون النجمي العادي الآخر، وقد تتكرر على مدى عقود إلى قرون أو آلاف السنين. تصنف المستعرات العظمى على أنها سريعة أو بطيئة أو بطيئة جدًا ، اعتمادًا على سلوك منحنى الضوء الخاص بها. وقد تم تسجيل العديد من المستعرات العظمى بالعين المجردة ، وكان نجم البجعة 1975 هو الأكثر سطوعًا في التاريخ الحديث، حيث وصل إلى القدر الثاني.

النجوم القزمة الجديدة هي نجوم مزدوجة تتضمن قزمًا أبيضًا حيث يؤدي انتقال المادة بين مكوناتها إلى حدوث انفجارات منتظمة. هناك ثلاثة أنواع من النجوم القزمة الجديدة:

• نجوم U Geminorum ، التي تستمر نوباتها لمدة 5 إلى 20 يومًا تقريبًا تليها فترات هدوء تستمر عادةً لبضع مئات من الأيام. وخلال النوبات، تضيء النجوم عادةً بمقدار 2 إلى 6 قدر. تُعرف هذه النجوم أيضًا باسم متغيرات SS Cygni بعد المتغير الموجود في Cygnus والذي ينتج أحد أكثر العروض سطوعًا وتكرارًا لهذا النوع المتغير.
• نجوم Z Camelopardalis ، والتي تظهر فيها أحيانًا هضاب سطوع تسمى التوقفات ، في منتصف الطريق بين الحد الأقصى والحد الأدنى للسطوع.
• نجوم الدب الأكبر SU ، والتي تخضع لانفجارات صغيرة متكررة، وانفجارات هائلة نادرة ولكنها أكبر . وعادة ما تكون فترات مدارية هذه الأنظمة الثنائية أقل من 2.5 ساعة.

أنظمة DQ Herculis عبارة عن ثنائيات متفاعلة حيث ينقل نجم منخفض الكتلة كتلته إلى قزم أبيض شديد المغناطيسية. فترة دوران القزم الأبيض أقصر بشكل ملحوظ من فترة المدار الثنائي ويمكن في بعض الأحيان اكتشافها كدورية ضوئية. عادة ما يتشكل قرص تراكم حول القزم الأبيض، لكن المناطق الداخلية منه يتم قطعها مغناطيسيًا بواسطة القزم الأبيض. بمجرد التقاطها بواسطة المجال المغناطيسي للقزم الأبيض، تنتقل المادة من القرص الداخلي على طول خطوط المجال المغناطيسي حتى تتراكم. في الحالات القصوى، تمنع مغناطيسية القزم الأبيض تكوين قرص تراكم.

في هذه المتغيرات الكارثية، يكون المجال المغناطيسي للقزم الأبيض قويًا لدرجة أنه يتزامن مع فترة دوران القزم الأبيض مع فترة المدار الثنائي. وبدلاً من تكوين قرص تراكمي، يتم توجيه تدفق التراكم على طول خطوط المجال المغناطيسي للقزم الأبيض حتى يصطدم بالقزم الأبيض بالقرب من قطب مغناطيسي. يمكن لإشعاع السيكلوترون المنبعث من منطقة التراكم أن يسبب تغيرات مدارية بمبالغ عديدة.

تتكون هذه الأنظمة الثنائية التكافلية من نجم أحمر عملاق ونجم أزرق ساخن محاط بسحابة من الغاز والغبار. وتتعرض هذه الأنظمة لانفجارات شبيهة بالانفجارات الجديدة بسعة تصل إلى 4 درجات. النموذج الأولي لهذه الفئة هو Z Andromedae .

متغيرات AM CVn هي ثنائيات تكافلية حيث يكتسب القزم الأبيض مادة غنية بالهيليوم من قزم أبيض آخر أو نجم هيليوم أو نجم متطور من النسق الرئيسي. وتخضع هذه الثنائيات لتغيرات معقدة، أو في بعض الأحيان لا تخضع لأي تغيرات، مع فترات قصيرة للغاية.

هناك مجموعتان رئيسيتان من المتغيرات الخارجية: النجوم الدوارة والنجوم الخسوفية.

قد تظهر النجوم ذات البقع الشمسية الكبيرة اختلافات كبيرة في السطوع أثناء دورانها، وتظهر مناطق أكثر سطوعًا من السطح. تحدث أيضًا بقع ساطعة عند الأقطاب المغناطيسية للنجوم المغناطيسية. قد تظهر النجوم ذات الأشكال الإهليلجية أيضًا تغيرات في السطوع أثناء عرض مناطق مختلفة من سطحها للمراقب. ^[31]

هذه هي الثنائيات القريبة جدًا، ومكوناتها غير كروية بسبب تفاعلها المدّي. ومع دوران النجوم تتغير مساحة سطحها المعروضة للمراقب، وهذا بدوره يؤثر على سطوعها كما نراها من الأرض.

لا يكون سطح النجم ساطعًا بشكل موحد، بل يحتوي على مناطق أغمق وألمع (مثل البقع الشمسية ). وقد يختلف سطوع الغلاف اللوني للنجم أيضًا. فمع دوران النجم، نلاحظ اختلافات في السطوع تصل إلى بضعة أعشار القدر.

تدور هذه النجوم بسرعة كبيرة للغاية (حوالي 100 كم/ثانية عند خط الاستواء )؛ وبالتالي فهي بيضاوية الشكل. وهي (على ما يبدو) نجوم عملاقة منفردة ذات أنواع طيفية G وK وتظهر خطوط انبعاث كروموسفيرية قوية . ومن الأمثلة على ذلك FK Com و V1794 Cygni وUZ Librae. أحد التفسيرات المحتملة للدوران السريع لنجوم FK Comae هو أنها نتيجة اندماج نجم ثنائي (متصل) . ^[34]

تنتمي نجوم دراكونيس إلى الفئة الطيفية K أو M وتختلف بمقدار أقل من 0.5 قدر (70% تغير في اللمعان).

متغيرات ألفا ² كانوم فيناتيكورام (α ² CVn) هي نجوم من التسلسل الرئيسي من الفئة الطيفية B8–A7 والتي تظهر تقلبات تتراوح من 0.01 إلى 0.1 قدر (1% إلى 10%) بسبب التغيرات في مجالاتها المغناطيسية.

تظهر النجوم في هذه الفئة تقلبات في السطوع تصل إلى نحو 0.1 درجة بسبب التغيرات في مجالاتها المغناطيسية بسبب سرعات الدوران العالية.

تم رصد عدد قليل من النجوم النابضة في الضوء المرئي . تتغير سطوع هذه النجوم النيوترونية أثناء دورانها. وبسبب الدوران السريع، تكون تغيرات السطوع سريعة للغاية، من ميلي ثانية إلى بضع ثوانٍ. أول وأشهر مثال على ذلك هو نجم النابض السرطاني .

تختلف سطوع النجوم الخارجية كما يراها المراقبون الأرضيون بسبب بعض المصادر الخارجية. ومن أكثر الأسباب شيوعًا لذلك وجود نجم مرافق ثنائي، بحيث يشكل الاثنان معًا نجمًا ثنائيًا . وعند رؤيته من زوايا معينة، قد يخسف أحد النجمين الآخر، مما يتسبب في انخفاض السطوع. ومن أشهر النجوم الثنائية الخاسرة النجم ألغول أو بيتا برساي (β Per).

تخضع متغيرات الغول للكسوفات مع وجود حد أدنى واحد أو اثنين يفصل بينهما فترات من الضوء الثابت تقريبًا. النموذج الأولي لهذه الفئة هو الغول في كوكبة برشاوس .

تظهر المتغيرات الدورية المزدوجة تبادلاً دوريًا للكتلة مما يتسبب في تغير الفترة المدارية بشكل يمكن التنبؤ به على مدى فترة طويلة جدًا. وأفضل مثال معروف هو V393 Scorpii.

متغيرات بيتا ليرا (β Lyr) عبارة عن ثنائيات قريبة للغاية، سميت على اسم النجم شلياك . تتغير منحنيات الضوء لهذه الفئة من متغيرات الكسوف باستمرار، مما يجعل من المستحيل تقريبًا تحديد بداية ونهاية كل كسوف على وجه التحديد.

W Serpentis هو النموذج الأولي لفئة من النجوم الثنائية شبه المنفصلة التي تتضمن نجمًا عملاقًا أو عملاقًا فائقًا ينقل المادة إلى نجم ضخم أكثر إحكاما. تتميز هذه النجوم، وتختلف عن أنظمة β Lyr المماثلة، بانبعاث الأشعة فوق البنفسجية القوية من النقاط الساخنة للتراكم على قرص من المواد.

تظهر النجوم في هذه المجموعة فترات تقل عن اليوم. وتقع النجوم بالقرب من بعضها البعض لدرجة أن أسطحها تكاد تكون على اتصال ببعضها البعض.

قد تظهر النجوم التي تدور حولها الكواكب أيضًا اختلافات في السطوع إذا مرت كواكبها بين الأرض والنجم. وتكون هذه الاختلافات أصغر كثيرًا من تلك التي نراها مع رفاق النجوم ولا يمكن اكتشافها إلا من خلال عمليات رصد دقيقة للغاية. ومن الأمثلة على ذلك HD 209458 و GSC 02652-01324 ، وجميع الكواكب والمرشحين للكواكب التي اكتشفتها مهمة كيبلر .

• ضيف الشرف
• متغير غير منتظم
• قائمة النجوم المتغيرة
• نبضات نجمية

• إدينجتون، أ.س؛ بلاكيديس، س. (1929). "عدم انتظام فترة النجوم المتغيرة طويلة الفترة". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 90 (1). لندن، المملكة المتحدة: 65-71. doi : 10.1093/mnras/90.1.65 . تم الاسترجاع في 17 فبراير 2023 .

• الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة
• أنواع متغيرات GCVS
• جمعية علم الفلك الشعبي – قسم النجوم المتغيرة