ดาวแปรแสงคือดาวที่มีความสว่างเมื่อมองจากโลก ( ขนาดปรากฏ ) เปลี่ยนแปลงอย่างเป็นระบบตามเวลา การเปลี่ยนแปลงนี้อาจเกิดจากการเปลี่ยนแปลงของแสงที่ปล่อยออกมาหรือจากบางสิ่งบางอย่างที่บดบังแสงบางส่วน ดังนั้นดาวแปรแสงจึงถูกจัดประเภทเป็น: ^{[ 1 ]}

• ดาวแปรแสง คือดาวที่มีความสว่างโดยธรรมชาติเปลี่ยนแปลงไป เช่น การขยายตัวและการหดตัวของดาว
• ดาวแปรแสงภายนอกคือดาวที่ความสว่างปรากฏเปลี่ยนแปลงไปเนื่องจากปริมาณแสงที่ส่องมาถึงโลกเปลี่ยนแปลงไป ตัวอย่างเช่น ดาวดวงนั้นมีดาวบริวารโคจรมารอบข้างและบางครั้งอาจบดบังแสงของมันได้

ขึ้นอยู่กับประเภทของระบบดาว การเปลี่ยนแปลงนี้อาจรวมถึงพฤติกรรมแบบเป็นวัฏจักร ไม่สม่ำเสมอ ผันผวน หรือชั่วคราว การเปลี่ยนแปลงอาจเกิดขึ้นในช่วงเวลาตั้งแต่ไม่ถึงหนึ่งชั่วโมงไปจนถึงหลายปี ดาวฤกษ์จำนวนมาก หรืออาจจะส่วนใหญ่ แสดงให้เห็นถึงการแกว่งตัวของความสว่างอย่างน้อยบ้าง เช่น พลังงานที่ปล่อยออกมาจากดวงอาทิตย์ เปลี่ยนแปลงไปประมาณ 0.1% ในช่วง วัฏจักรสุริยะ 11 ปี^{[ 2 ]}ในทางตรงกันข้าม เหตุการณ์ ซูเปอร์โนวาอาจส่องสว่างกว่ากาแล็กซีทั้งกาแล็กซีในช่วง เวลาสั้นๆ ^{[ 3 ]}จากดาวแปรแสง 58,200 ดวงที่ได้รับการจัดทำเป็นแคตตาล็อก ณ ปี 2023 ประเภทที่พบมากที่สุดคือดาว แปรแสงแบบ สั่นไหวซึ่งมีจำนวนน้อยกว่า 30,000 ดวง ตามด้วยดาวแปรแสงแบบบดบังซึ่งมีมากกว่า 10,000 ดวง^{[ 4 ]}

ดาวแปรแสงได้รับการสังเกตมาตั้งแต่รุ่งอรุณแห่งประวัติศาสตร์มนุษย์ ดาวแปรแสงคาบแรกที่ได้รับการบันทึกไว้คือดาวคู่สุริยุปราคาAlgol ดาว แปรแสง คาบ Omicron Cetiซึ่งต่อมาได้ชื่อว่า Mira ถูกค้นพบในศตวรรษที่ 17 ตามมาด้วยChi CygniและR Hydraeภายในปี 1786 มีการบันทึกดาวแปรแสงไว้ถึงสิบดวง การค้นพบดาวแปรแสงเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วเมื่อมีการประดิษฐ์แผ่นฟิล์มถ่ายภาพเมื่อ มีการแสดงให้เห็นว่า ดาวแปรแสง Cepheidมีความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างในปี 1912 ทำให้สามารถใช้ดาวแปรแสงเหล่านี้ในการวัดระยะทางได้ ส่งผลให้มีการพิสูจน์ได้ว่าเนบิวลาเกลียวเป็นกาแล็กซีที่อยู่นอกทางช้างเผือกปัจจุบันดาวแปรแสงเป็นวิธีการ หลายวิธี สำหรับบันไดระยะทางจักรวาลที่ใช้ในการกำหนดขนาดของจักรวาลที่มองเห็นได้ [ ^{5 ] คาบ} ของดาวคู่สุริยุปราคาทำให้สามารถกำหนดมวลและรัศมีของดาวฤกษ์ที่เป็นส่วนประกอบได้อย่างแม่นยำยิ่งขึ้น ซึ่งพิสูจน์แล้วว่ามีประโยชน์อย่างยิ่งสำหรับการ สร้างแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์^{[ 6 ]}

ปฏิทินอียิปต์โบราณเกี่ยวกับวันมงคลและวันอัปมงคลที่จัดทำขึ้นเมื่อประมาณ 3,200 ปีก่อน อาจเป็นเอกสารทางประวัติศาสตร์ที่เก่าแก่ที่สุดที่ยังคงหลงเหลืออยู่เกี่ยวกับการค้นพบดาวแปรแสง ดาวคู่สุริยุปราคาอัลกอล [ ^{7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] แต่}ความถูกต้องของข้ออ้างนี้ถูกตั้งคำถาม^{[ 11 ]}ชาวอะบอริจินออสเตรเลียก็เป็นที่ทราบกันดีว่าได้สังเกตความแปรผันของดาวเบเทลจูสและดาวแอนทาเรสโดยนำการเปลี่ยนแปลงความสว่างเหล่านี้มาใส่ไว้ในเรื่องเล่าที่สืบทอดกันมาทางประเพณีปากเปล่า^{[ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]}การสังเกตการณ์ปรากฏการณ์โนวาและซูเปอร์โนวาก่อนยุคกล้องโทรทรรศน์ได้รับการบันทึกโดยนักดาราศาสตร์ชาวบาบิโลน ชาวจีน และชาวอาหรับ เป็นต้น^{[ 15 ] [ 16 ]}

ในบรรดานักดาราศาสตร์สมัยใหม่ในยุคกล้องโทรทรรศน์ ดาวแปรแสงคาบแรกถูกระบุในปี ค.ศ. 1638 เมื่อโยฮันเนส โฮลวาร์ดาสังเกตเห็นว่า ดาว โอไมครอน เซติ (ต่อมาได้ชื่อว่า มิรา) สั่นไหวเป็นวัฏจักรที่ใช้เวลา 11 เดือน ดาวดวงนี้เคยถูกอธิบายว่าเป็นโนวาโดยเดวิด ฟาบริเซียสในปี ค.ศ. 1596 มาก่อน ^{[ 17 ]}การค้นพบนี้ ร่วมกับ การสังเกตการณ์ ซูเปอร์โนวาในปี ค.ศ. 1572 และ ค.ศ. 1604 พิสูจน์ให้เห็นว่าท้องฟ้าที่เต็มไปด้วยดวงดาวไม่ได้คงที่ตลอดไปอย่างที่อริสโตเติลและนักปรัชญาโบราณคนอื่นๆ สอนไว้ ด้วยเหตุนี้ การค้นพบดาวแปรแสงจึงมีส่วนช่วยในการปฏิวัติทางดาราศาสตร์ในศตวรรษที่ 16 และต้นศตวรรษที่ 17 ^{[ 18 ]}

ดาวแปรแสงดวงที่สองที่ได้รับการอธิบายคือดาวแปรแสงแบบสุริยุปราคา Algol โดยGeminiano Montanariในปี 1669; John Goodrickeได้ให้คำอธิบายที่ถูกต้องเกี่ยวกับการแปรแสงของมันในปี 1784 ^{[ 19 ]} Chi Cygniได้รับการระบุในปี 1686 โดยG. Kirchจากนั้นR Hydraeในปี 1704 โดยGD Maraldi [ ^{20 ] Eta} Aquilae ซึ่งเป็นดาว แปรแสงเซเฟอิดดวงแรกที่ถูกค้นพบ ถูกพบโดยEdward Pigottในปี 1784 ^{[ 21 ]}ในปี 1786 มีดาวแปรแสงที่รู้จักอยู่สิบดวง John Goodricke เองเป็นผู้ค้นพบDelta CepheiและBeta Lyrae [ ^{22 ] ตั้งแต่}ปี 1850 จำนวนดาวแปรแสงที่รู้จักได้เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็ว โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อสามารถระบุดาวแปรแสงได้ด้วยวิธีการถ่ายภาพ ในปี 1885 หอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดได้เริ่มโครงการถ่ายภาพท้องฟ้าทั้งหมดซ้ำๆ เพื่อจุดประสงค์ในการค้นพบดาวแปรแสง^{[ 23 ]}

ในปี พ.ศ. 2455 เฮนเรียตตา สวอน ลีวิตต์ค้นพบความสัมพันธ์ระหว่างความสว่างของดาวแปรแสงเซเฟอิดกับคาบเวลาของมัน^{[ 24 ]}เอ็ดวิน ฮับเบิลใช้ผลลัพธ์นี้ในปี พ.ศ. 2467 เมื่อเขาค้นพบดาวแปรแสงเซเฟอิดในสิ่งที่ในขณะนั้นเรียกว่าเนบิวลาแอนโดรเมดาการประมาณระยะทางที่ได้แสดงให้เห็นว่าเนบิวลานี้เป็น " จักรวาลเกาะ " ซึ่งตั้งอยู่นอก กาแล็กซี ทางช้างเผือก อย่างชัดเจน สิ่งนี้ยุติการถกเถียงครั้งใหญ่เกี่ยวกับธรรมชาติของเนบิวลาเกลียว [ ^{25 ] ใน}ปี พ.ศ. 2473 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์เซซิเลีย เพย์น^ได้ ตี พิมพ์หนังสือชื่อThe Stars of High Luminosity [ ^{26 ]}ซึ่งเธอได้ทำการสังเกตดาวแปรแสงจำนวนมาก โดยให้ความสนใจเป็นพิเศษกับดาวแปรแสงเซเฟอิด^{[ 27 ]}การวิเคราะห์และการสังเกตดาวแปรแสงของเธอ ซึ่งดำเนินการร่วมกับสามีของเธอ เซอร์เกย์ กาโปชกิน ได้วางรากฐานสำหรับงานทั้งหมดในเวลาต่อมาในหัวข้อนี้^{[ 28 ]}

แค ตตาล็อกทั่วไปของดาวแปรแสงฉบับปี 2008 ^{[ 29 ]}ระบุรายชื่อดาวแปรแสงมากกว่า 46,000 ดวงในทางช้างเผือก รวมทั้งอีก 10,000 ดวงในกาแล็กซีอื่นๆ และดาวแปรแสงที่ 'สงสัย' อีกกว่า 10,000 ดวง นักดาราศาสตร์สมัครเล่นมีบทบาทสำคัญในการสังเกตดาวแปรแสงมาอย่างยาวนาน โดยองค์กรที่เก่าแก่ที่สุดอาจเป็นส่วนดาวแปรแสงของ^{สมาคม}ดาราศาสตร์อังกฤษ [ ^{30 ]}ซึ่งก่อตั้งขึ้นในปี 1890

ความแปรปรวนที่พบได้บ่อยที่สุดคือการเปลี่ยนแปลงความสว่าง แต่ก็มีความแปรปรวนประเภทอื่น ๆ เกิดขึ้นได้เช่นกัน โดยเฉพาะการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมและโพลาไรเซชันโดยการรวม ข้อมูล เส้นโค้งแสงเข้ากับการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมที่สังเกตได้ นักดาราศาสตร์มักจะสามารถอธิบายได้ว่าทำไมดาวฤกษ์ดวงใดดวงหนึ่งจึงมีความแปรปรวน

โดยทั่วไปดาวแปรแสงจะถูกวิเคราะห์โดยใช้การวัดแสง [ ^{31 ]}การวัดสเปกตรัมแสงการวัดสเปกตรัม^{[ 32 ]}และการ^วัดโพลาไรเซชัน [ ^{33 ] การ}วัดการเปลี่ยนแปลงความสว่างของดาวแปรแสงสามารถนำมาพล็อตเป็นเส้นโค้งแสง ได้ สำหรับดาวแปรแสงทั่วไป สามารถกำหนด ช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงและแอมพลิจูดได้อย่างแม่นยำมาก แต่สำหรับดาวแปรแสงจำนวนมาก ปริมาณเหล่านี้อาจเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ เมื่อเวลาผ่านไป หรือแม้กระทั่งจากช่วงเวลาหนึ่งไปยังอีกช่วงเวลาหนึ่ง ความสว่างสูงสุดในเส้นโค้งแสงเรียกว่าค่าสูงสุด ในขณะที่ค่าต่ำสุดเรียกว่าค่าต่ำสุด^{[ 34 ]}

นักดาราศาสตร์สมัครเล่นสามารถทำการศึกษาทางวิทยาศาสตร์ที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับดาวแปรแสงได้โดยการเปรียบเทียบดาวดวงนั้นกับดาวดวงอื่น ๆ ภายใน ขอบเขตการมองเห็นของ กล้องโทรทรรศน์ เดียวกัน ซึ่งทราบค่าความสว่างและคงที่ โดยการประมาณค่าความสว่างของดาวแปรแสงและบันทึกเวลาการสังเกต จะสามารถสร้างเส้นโค้งแสงที่มองเห็นได้ องค์กรต่าง ๆ เช่นสมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกาและสมาคมดาราศาสตร์อังกฤษรวบรวมการสังเกตการณ์ดังกล่าวจากผู้เข้าร่วมทั่วโลกและแบ่งปันข้อมูลกับชุมชนวิทยาศาสตร์^{[ 35 ]}

จากเส้นโค้งแสงจะได้ข้อมูลต่อไปนี้: ^{[ 36 ] [ 37 ]}

• การเปลี่ยนแปลงความสว่างเป็นแบบเป็นคาบ แบบกึ่งคาบ แบบไม่แน่นอน หรือแบบเฉพาะเจาะจง?
• ช่วงเวลาของการผันผวนของความสว่างคือเท่าไร?
• ลักษณะของกราฟความสว่างเป็นอย่างไร (สมมาตรหรือไม่ เปลี่ยนแปลงเป็นมุมหรือราบเรียบ แต่ละวัฏจักรมีจุดต่ำสุดเพียงจุดเดียวหรือมากกว่าหนึ่งจุด ฯลฯ)?

จากสเปกตรัมจะได้ข้อมูลดังต่อไปนี้: ^{[ 37 ]}

• ดาวดวง นี้เป็นดาวประเภทใด มีอุณหภูมิเท่าไร และจัดอยู่ในประเภทความสว่าง ใด ( ดาวแคระดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ ดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ฯลฯ)?
• เป็นดาวเดี่ยวหรือดาวคู่? (สเปกตรัมรวมของดาวคู่ อาจแสดงองค์ประกอบจากสเปกตรัมของดาวแต่ละดวง)
• สเปกตรัมเปลี่ยนแปลงไปตามเวลาหรือไม่? (ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์อาจร้อนขึ้นและเย็นลงเป็นระยะๆ)
• การเปลี่ยนแปลงความสว่างอาจขึ้นอยู่กับช่วงของสเปกตรัมที่สังเกตได้เป็นอย่างมาก (ตัวอย่างเช่น การเปลี่ยนแปลงในแสงที่มองเห็นได้มีมาก แต่แทบไม่มีการเปลี่ยนแปลงในรังสีอินฟราเรด)
• หากความยาวคลื่นของเส้นสเปกตรัมมีการเปลี่ยนแปลง แสดงว่ามีการเคลื่อนไหวเกิดขึ้น (ตัวอย่างเช่น การขยายตัวและการหดตัวเป็นระยะของดาวฤกษ์ หรือการหมุนของดาวฤกษ์ หรือการขยายตัวของเปลือกก๊าซ) ( ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ )
• สนามแม่เหล็กแรงสูงบนดาวฤกษ์เผยให้เห็นตัวเองในสเปกตรัม^{[ 38 ]}
• เส้นสเปกตรัมการปล่อยหรือการดูดกลืนที่ผิดปกติ อาจบ่งชี้ถึงบรรยากาศของดาวฤกษ์ที่ร้อน หรือมีกลุ่มก๊าซล้อมรอบดาวฤกษ์อยู่

ในบางกรณีเท่านั้นที่สามารถสร้างภาพของจานดาวฤกษ์ได้^{[ 39 ]}ภาพเหล่านี้อาจแสดงจุดที่มืดกว่าบนพื้นผิวของมัน เทคนิคหนึ่งดังกล่าวคือการถ่ายภาพแบบดอปเปลอร์ซึ่งสามารถใช้การเลื่อนของเส้นสเปกตรัมเพื่อวัดความเร็ว จากนั้นใช้เพื่อกำหนดตำแหน่งของจุดบนพื้นผิวของดาวฤกษ์ที่หมุนอย่างรวดเร็ว^{[ 40 ]}

การรวมเส้นโค้งแสงเข้ากับข้อมูลสเปกตรัมมักจะให้เบาะแสเกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงที่เกิดขึ้นในดาวแปรแสง^{[ 41 ]}ตัวอย่างเช่น หลักฐานของดาวที่สั่นไหวพบได้ในสเปกตรัมที่เปลี่ยนแปลงไป เนื่องจากพื้นผิวของมันเคลื่อนที่เข้าหาและออกห่างจากเราเป็นระยะๆ ด้วยความถี่เดียวกับความสว่างที่เปลี่ยนแปลงไป^{[ 42 ]}

ประมาณสองในสามของดาวแปรแสงทั้งหมดดูเหมือนจะมีการสั่นไหว^{[ 43 ]}ในช่วงทศวรรษ 1930 นักดาราศาสตร์Arthur Stanley Eddingtonได้แสดงให้เห็นว่าสมการทางคณิตศาสตร์ที่อธิบายภายในของดาวฤกษ์อาจนำไปสู่ความไม่เสถียรที่ทำให้ดาวฤกษ์สั่นไหว^{[ 44 ]}กลไกนี้รู้จักกันในชื่อวาล์ว Eddington แต่ปัจจุบันมักเรียกว่ากลไกKappa ^{[ 45 ]}ความไม่เสถียรประเภทที่พบบ่อยที่สุดเกี่ยวข้องกับการแกว่งของระดับการแตกตัวเป็นไอออนในชั้นการพาความร้อนภายนอกของดาวฤกษ์^{[ 46 ]}ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่มีสองชั้นที่เกิดการแตกตัวเป็นไอออนของไฮโดรเจนและฮีเลียมตามลำดับ ซึ่งเรียกว่าโซนการแตกตัวเป็นไอออนบางส่วน ตำแหน่งของชั้นเหล่านี้เป็นตัวกำหนดคุณสมบัติการสั่นไหวของดาวฤกษ์^{[ 45 ]}เป็นที่ทราบกันว่าการเต้นของดาวแปรแสงเซเฟอิด เกิดจากการสั่นของไอออนไนเซชันของ ฮีเลียม (จาก He ⁺⁺เป็น He ⁺และกลับไปเป็น He ⁺⁺ อีกครั้ง ) ^{[ 47 ]}

เมื่อดาวอยู่ในช่วงบวมตัว บริเวณที่มีการแตกตัวเป็นไอออนบางส่วนจะขยายตัว ทำให้เย็นลง เนื่องจากอุณหภูมิที่ลดลง ระดับการแตกตัวเป็นไอออนจึงลดลงด้วย ทำให้พลาสมาโปร่งใสมากขึ้น และทำให้ดาวแผ่พลังงานได้ง่ายขึ้น ส่งผลให้ดาวเริ่มหดตัว เมื่อก๊าซถูกบีบอัด ก๊าซจะร้อนขึ้นและระดับการแตกตัวเป็นไอออนก็จะเพิ่มขึ้นอีกครั้ง ทำให้ก๊าซทึบแสงมากขึ้น และรังสีจะถูกกักไว้ในก๊าซชั่วคราว ทำให้ก๊าซร้อนขึ้นอีก ส่งผลให้ก๊าซขยายตัวอีกครั้ง ดังนั้นจึงเกิดวัฏจักรของการขยายตัวและการบีบอัด (บวมและหดตัว) ขึ้น^{[ 45 ]}

ในหลายกรณี สามารถสร้างแบบจำลองทางคณิตศาสตร์เชิงทำนายของพฤติกรรมตัวแปรได้ โดยทั่วไปจะตั้งสมมติฐานว่าช่วงเวลาของการแปรผันคงที่ จากนั้นสามารถใช้แบบจำลองนี้เพื่อสร้างแผนภาพ OCซึ่งเป็นการพล็อตพฤติกรรมที่สังเกตได้ (O) ลบด้วยพฤติกรรมที่คำนวณได้ (C) ของแบบจำลองในช่วงเวลาหนึ่ง หรือพับทับหลายรอบ หากแบบจำลองให้ผลลัพธ์ที่เหมาะสม แผนภาพนี้สามารถใช้เพื่อตรวจจับการเปลี่ยนแปลงของช่วงเวลาการหมุนของจุดใกล้สุดผลกระทบของกลไก Applegateการเปลี่ยนแปลงช่วงเวลาแบบสุ่ม หรือปฏิสัมพันธ์ของระบบไบนารีกับวัตถุที่สาม^{[ 48 ]}

ในกลุ่มดาวที่กำหนด ดาวแปรแสงดวงแรกที่ถูกค้นพบจะถูกกำหนดด้วยตัวอักษร R ถึง Z เช่นR Andromedaeระบบการตั้งชื่อ นี้ ได้รับการพัฒนาโดยFriedrich W. Argelanderซึ่งได้กำหนดตัวอักษร R ให้กับดาวแปรแสงดวงแรกที่ยังไม่มีชื่อในกลุ่มดาว^{[ 49 ]} ซึ่งเป็นตัวอักษรแรกที่ Bayerไม่ได้ใช้ตัวอักษร RR ถึง RZ, SS ถึง SZ จนถึง ZZ ถูกใช้สำหรับการค้นพบครั้งถัดไป เช่นRR Lyraeการค้นพบในภายหลังใช้ตัวอักษร AA ถึง AZ, BB ถึง BZ และจนถึง QQ ถึง QZ (โดยละเว้น J เพื่อหลีกเลี่ยงความสับสนกับ I) ^{[ 50 ]}เมื่อชุดค่าผสมทั้ง 334 ชุดหมดลง ดาวแปรแสงจะถูกกำหนดหมายเลขตามลำดับการค้นพบ โดยเริ่มจากคำนำหน้า V335 เป็นต้นไป^{[ 51 ]}

ดาวแปรแสงอาจเป็นได้ทั้งแบบภายในหรือภายนอก^{[ 52 ]}

ดาวแปรแสงภายใน

ความแปรปรวนเกิดจากการเปลี่ยนแปลงคุณสมบัติทางกายภาพของดาวฤกษ์เอง หมวดหมู่นี้สามารถแบ่งออกเป็นสี่กลุ่มย่อย:

• ดาวแปรแสง คือดาวฤกษ์ที่มีรัศมีขยายและหดตัวสลับกันไป ซึ่งเป็นส่วนหนึ่งของกระบวนการวิวัฒนาการตามธรรมชาติของพวกมัน
• ดาวแปรแสงแบบปะทุ คือดาวฤกษ์ที่เกิดการปะทุบนพื้นผิว เช่น การปะทุของเปลวไฟ หรือการพุ่งมวลสาร
• ดาวแปรแสงชนิดรุนแรงหรือระเบิดได้ คือดาวฤกษ์ที่เกิดการเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรงในคุณสมบัติของมัน เช่นโนวาและซูเปอร์โนวา
• ตัวแปรเอ็กซ์เรย์ ระบบไบนารีใกล้ชิดที่มีวัตถุขนาดกะทัดรัดที่ร้อนและดูด มวล^{[ 53 ]}

ดาวแปรแสงภายนอก

ความแปรปรวนเกิดจากมุมมองภายนอก เช่น การหมุนหรือสุริยุปราคา แบ่งออกเป็นสองกลุ่มย่อย:

• ระบบ ดาวคู่หรือระบบดาวเคราะห์ ที่ เกิดการบดบังกันเมื่อมองจากโลกแล้ว ดาวฤกษ์อาจบดบังกันเป็นครั้งคราวขณะโคจร หรือดาวเคราะห์อาจบดบังดาวฤกษ์ของมัน
• ดาวแปรแสง คือดาวฤกษ์ที่มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างเนื่องจากปรากฏการณ์ที่เกี่ยวข้องกับการหมุนของมัน ตัวอย่างเช่น ดาวที่มี "จุดดวงอาทิตย์" จำนวนมากซึ่งส่งผลต่อความสว่างที่ปรากฏ หรือดาวที่มีความเร็วในการหมุนสูงทำให้รูปร่างของดาวกลายเป็นทรงรี

กลุ่มย่อยเหล่านี้ยังถูกแบ่งย่อยออกเป็นดาวแปรแสงประเภทต่างๆ ที่มักตั้งชื่อตามต้นแบบ ตัวอย่างเช่น ดาวโนวาแคระจะถูกกำหนดให้เป็น ดาว U Gemตามชื่อดาวดวงแรกที่ได้รับการยอมรับในกลุ่มนี้ คือU Geminorum ^{[ 54 ]}

ประชากรดาวฤกษ์ใน กาแล็กซี ทางช้างเผือกแบ่งออกเป็นสองกลุ่มตามอายุ ปริมาณธาตุทางเคมี และการเคลื่อนที่ผ่านกาแล็กซี ดาวฤกษ์กลุ่มที่ 1 จำกัดอยู่เฉพาะในระนาบแบนของระบบกาแล็กซีซึ่งเรียกว่า ดาวฤกษ์ จานบาง ดาวฤกษ์เหล่านี้มีต้นกำเนิดมาจากกระจุกดาวเปิดและมักแสดงปริมาณธาตุที่เกิดจากกระบวนการหลอมรวมของดาวฤกษ์ในปริมาณสูง ซึ่งก็คือค่าความเป็นโลหะ ดาวฤกษ์ กลุ่มที่ 2มักกระจายอยู่ในจานหนารัศมีกาแล็กซีกระจุกดาวทรงกลมและส่วนนูนของกาแล็กซี ดาวฤกษ์ เหล่านี้มีอายุมากกว่ามาก และแสดงปริมาณธาตุที่มีมวลมากกว่าฮีเลียมในปริมาณที่ต่ำกว่า ในบางกรณี ระบบการจำแนกประเภทของดาวแปรแสงและพฤติกรรมของดาวแปรแสงจะถูกกำหนดโดยการเป็นสมาชิกของกลุ่มประชากร^{[ 55 ]}

ด้วยข้อมูลเส้นโค้งแสงที่หลั่งไหลเข้ามาจากการสำรวจท้องฟ้าขนาดใหญ่ด้วย CCD เช่น กล้องโทรทัศน์อวกาศ Gaia การจำแนกประเภทดาวแปรแสงจึงเปลี่ยนจากการจำแนกประเภทด้วยตนเองไปเป็นวิธีการเรียนรู้ของเครื่อง วิธีที่ได้รับความนิยมคือการจำแนกประเภทแบบ Random Forest พารามิเตอร์ต่างๆ ที่เป็นลักษณะเฉพาะของดาวแปรแสงจะถูกใช้เป็นข้อมูลป้อนเข้าสำหรับการจำแนกประเภท เช่น สี ความสว่าง และคาบ การปรับแบบ Fourier มักจะถูกนำมาใช้กับเส้นโค้งแสง และพารามิเตอร์เพิ่มเติม เช่น อัตราส่วนแอมพลิจูดและความแตกต่างของเฟสระหว่างเทอมก็ถูกนำมาใช้เช่นกัน^{[ 56 ]}วิธีการอื่นๆ ที่มีอยู่ เช่น เครือข่ายประสาทเทียม ซึ่งมีข้อได้เปรียบที่สามารถตรวจสอบข้อมูลเส้นโค้งแสงได้โดยตรง และการจัดกลุ่มเชิงพื้นที่ตามความหนาแน่นของแอปพลิเคชันที่มีสัญญาณรบกวน (DBSCAN) ^{[ 57 ]}ได้ถูกนำมาใช้เพื่อจำแนกประเภทดาวแปรแสงได้สำเร็จ

ตัวอย่างประเภทต่างๆ ภายในหมวดหมู่เหล่านี้แสดงไว้ด้านล่าง

ดาวฤกษ์ที่สั่นไหวจะขยายและหดตัว ส่งผลต่อความสว่างและสเปกตรัม การสั่นไหวโดยทั่วไปแบ่งออกเป็น: แบบรัศมีซึ่งดาวฤกษ์ทั้งดวงจะขยายและหดตัวพร้อมกัน และแบบไม่เป็นรัศมี ซึ่งส่วนหนึ่งของดาวฤกษ์จะขยายตัวในขณะที่อีกส่วนหนึ่งหดตัว^{[ 58 ] [ 59 ]}

ขึ้นอยู่กับประเภทของการเต้นและตำแหน่งภายในดาวฤกษ์ จะมีความถี่ธรรมชาติหรือความถี่พื้นฐานที่กำหนดคาบของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์อาจเต้นเป็นจังหวะฮาร์มอนิกหรือโอเวอร์โทนซึ่งมีความถี่สูงกว่า สอดคล้องกับคาบที่สั้นกว่า ดาวแปรแสงที่เต้นเป็นจังหวะบางครั้งมีคาบที่กำหนดไว้อย่างชัดเจนเพียงคาบเดียว แต่บ่อยครั้งที่พวกมันเต้นเป็นจังหวะพร้อมกันด้วยความถี่หลายความถี่ และจำเป็นต้องมีการวิเคราะห์ที่ซับซ้อนเพื่อกำหนด คาบ ที่รบกวนกัน แยกต่างหาก ในบางกรณี การเต้นเป็นจังหวะไม่มีความถี่ที่กำหนดไว้ ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงแบบสุ่ม ซึ่งเรียกว่าแบบสุ่มการศึกษาภายในดาวฤกษ์โดยใช้การเต้นเป็นจังหวะของพวกมันเรียกว่าดาราศาสตร์แผ่นดินไหว^{[ 60 ]}

ระยะการขยายตัวของการเต้นเป็นจังหวะเกิดจากการปิดกั้นการไหลของพลังงานภายในโดยวัสดุที่มีความทึบแสงสูง^{[ 60 ]}แต่สิ่งนี้ต้องเกิดขึ้นที่ระดับความลึกที่เฉพาะเจาะจงของดาวฤกษ์เพื่อสร้างการเต้นเป็นจังหวะที่มองเห็นได้ หากการขยายตัวเกิดขึ้นใต้เขตการพาความร้อน จะไม่มีการเปลี่ยนแปลงใด ๆ ที่มองเห็นได้ที่พื้นผิว หากการขยายตัวเกิดขึ้นใกล้กับพื้นผิวมากเกินไป แรงดึงกลับจะอ่อนเกินไปที่จะสร้างการเต้นเป็นจังหวะได้^{[ 61 ]}แรงดึงกลับเพื่อสร้างระยะการหดตัวของการเต้นเป็นจังหวะอาจเป็นความดันหากการเต้นเป็นจังหวะเกิดขึ้นในชั้นที่ไม่เสื่อมสภาพที่อยู่ลึกภายในดาวฤกษ์ และสิ่งนี้เรียกว่าโหมดการเต้นเป็นจังหวะแบบอะคูสติกหรือแบบความดัน ซึ่งย่อว่า p-modeในกรณีอื่น ๆ แรงดึงกลับคือแรงโน้มถ่วงและสิ่งนี้เรียกว่าg-modeดาวแปรแสงที่เต้นเป็นจังหวะมักจะเต้นเป็นจังหวะในโหมดใดโหมดหนึ่งเหล่านี้เท่านั้น^{[ 60 ]}

แผนภาพ เฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์เป็นแผนภาพกระจายของดาวฤกษ์ที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่างขนาดสัมบูรณ์และชั้นสเปกตรัม (ความสว่างเทียบกับอุณหภูมิยังผล ) ดาวฤกษ์ทั่วไปส่วนใหญ่ เช่น ดวงอาทิตย์ จะอยู่ในแถบที่เรียกว่าลำดับหลักซึ่งทอดยาวจากด้านล่างขวาไปยังด้านบนซ้ายในแผนภาพนี้ ดาวฤกษ์ที่สั่นไหวหลายชนิดจะอยู่ในกรอบที่เรียกว่าแถบความไม่เสถียร ของเซเฟอิด ซึ่งตัดกับลำดับหลักในบริเวณของดาวฤกษ์ชั้น A และ F จากนั้นจะเคลื่อนที่ในแนวตั้งและไปทางขวาบนแผนภาพ H–R และในที่สุดก็ตัดกับเส้นทางของดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่^{[ 62 ]} ดาวฤกษ์เหล่านี้จะขยายและหดตัวอย่างสม่ำเสมอ ซึ่งเกิดจาก การสั่นพ้องของมวลของดาวฤกษ์เองโดยทั่วไปเกิดจากความถี่พื้นฐาน เชื่อกันว่า กลไกวาล์วเอ็ดดิงตันสำหรับตัวแปรที่สั่นไหวสามารถอธิบายการสั่นไหวแบบเซเฟอิดได้^{[ 63 ]}

ความไม่เสถียรของการสั่นของดาวแปรแสงเซเฟอิดมีความสัมพันธ์กับการเปลี่ยนแปลงในชั้นสเปกตรัม อุณหภูมิยังผล และความเร็วเชิงรัศมีของพื้นผิวของดาว^{[ 63 ]}แต่ละกลุ่มย่อยบนแถบความไม่เสถียรมีความสัมพันธ์ คงที่ ระหว่างคาบและความสว่างสัมบูรณ์ รวมถึงความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความหนาแน่นเฉลี่ยของดาว ความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างทำให้ดาวแปรแสงเซเฟอิดที่มีความสว่างสูงเหล่านี้มีประโยชน์มากในการกำหนดระยะทางไปยังกาแล็กซีภายในกลุ่มกาแล็กซีท้องถิ่นและนอก กลุ่ม ^{[ 25 ]}

กลุ่มดาวแปรแสงเซเฟอิดได้รับการตั้งชื่อตามดาว เดลต้าเซเฟอิเท่านั้นในขณะที่กลุ่มดาวแปรแสงอีกกลุ่มหนึ่งซึ่งแยกออกไปโดยสิ้นเชิงนั้นได้รับการตั้งชื่อตามดาวเบตาเซเฟอิ

ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิก

ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท I หรือที่เรียกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกหรือดาวแปรแสงเดลต้าเซเฟอิ เป็นดาวยักษ์สีเหลืองที่วิวัฒนาการแล้วในกลุ่มประชากร I (อายุน้อย มวลมาก และสว่าง) ซึ่งมีการเต้นเป็นจังหวะด้วยคาบเวลาที่สม่ำเสมอมากในช่วง 1–100 วัน^{[ 63 ]}พวกมันเป็นดาวที่ค่อนข้างหายากที่มีต้นกำเนิดจากการเผาไหม้ไฮโดรเจนซึ่งมีมีมวล 4 ถึง 20 เท่าของมวลสุริยะและอุณหภูมิสูงกว่าระดับ B5 ^{[ 64 ] [ 65 ]}การสั่นแบบรัศมีของพวกมันถูกขับเคลื่อนโดยความทึบแสงสูงของฮีเลียมและไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนในชั้นนอก^{[ 65 ]}เนื่องจากมีความสว่างสูง ดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกจึงสามารถมองเห็นได้ในกาแล็กซีใกล้เคียงนอกกาแล็กซีทางช้างเผือก^{[ 63 ]}เมื่อวันที่ 10 กันยายน ค.ศ. 1784 เอ็ดเวิร์ด พิกอตต์ตรวจพบความแปรปรวนของดาวอีตา อควีเล ซึ่งเป็นตัวแทนแรกที่รู้จักของกลุ่มดาวแปรแสงเซเฟอิด อย่างไรก็ตาม ชื่อของดาวแปรแสงเซเฟอิดแบบคลาสสิกมาจากดาวเดลตา เซเฟอี ซึ่ง จอห์น กู๊ดริคค้นพบว่าเป็นดาวแปรแสงในอีกไม่กี่เดือนต่อมา^{[ 66 ]}

ดาวแปรแสงเซเฟอิดชนิดที่ 2

ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II (ในอดีตเรียกว่าดาว W Virginis) มีการสั่นไหวของแสงที่สม่ำเสมอมากและมีความสัมพันธ์ของความสว่างคล้ายกับดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท δ ดังนั้นในตอนแรกจึงสับสนกับประเภทหลัง ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II เป็นดาวที่หายากซึ่งอยู่ในกลุ่มประชากร II ที่มีอายุมากกว่า ^{[ 63 ]} เมื่อเทียบกับดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท I ที่มีอายุน้อยกว่า ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II มี ความเป็นโลหะค่อนข้างต่ำกว่ามีมวลน้อยกว่ามากประมาณ0.5–0.6  M☉ [ ^{67 ] ความสว่างค่อนข้างต่ำกว่า และความ สัมพันธ์} _{ระหว่างคาบกับความสว่างที่เบี่ยงเบนเล็กน้อย ดังนั้นจึงเป็นสิ่งสำคัญเสมอที่จะต้องทราบ ว่า}กำลังสังเกตดาวประเภทใด สามารถระบุได้จากรูปร่างของเส้นโค้งแสง ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II ยังแบ่งย่อยตามคาบการเต้นของชีพจรเป็น ดาว BL Herสำหรับคาบของ1 ถึง 4  วัน, W Virเป็นดาวเด่น4 ถึง 20  วัน และ ดาว RV Tauเป็นระยะเวลานานกว่านั้นถึง 100 วัน^{[ 68 ]}ทั้งสามประเภทย่อยนี้สอดคล้องกับสถานะต่อเนื่องของการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์หลังจากที่ดาวฤกษ์ใช้ฮีเลียมที่แกนกลางหมดแล้ว^{[ 69 ] [ 67 ]}

ตัวแปร RV Tauri

ดาวเหล่านี้เป็นดาวยักษ์สีเหลือง (ที่จริงแล้วเป็นดาวหลัง AGB มวลน้อยในระยะที่สว่างที่สุดของชีวิต) ซึ่งมีความสว่างต่ำสุดสลับกับความสว่างต่ำสุดที่ลึกและตื้น^{[ 70 ]}การเปลี่ยนแปลงแบบสองยอดนี้โดยทั่วไปจะมีคาบ 30–150 วัน และแอมพลิจูดสูงสุดถึง 3 แมกนิจูด^{[ 71 ]}นอกจากนี้ อาจมีการเปลี่ยนแปลงระยะยาวในช่วงเวลาหลายปีซ้อนทับอยู่บนการเปลี่ยนแปลงนี้^{[ 70 ]}สเปกตรัมของพวกมันเป็นประเภท F หรือ G ที่ความสว่างสูงสุด และประเภท K หรือ M ที่ความสว่างต่ำสุด^{[ 72 ]}พวกมันอยู่ใกล้แถบความไม่เสถียร ก่อตัวเป็นส่วนขยายความสว่างที่สูงขึ้นของดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II ในขณะที่เย็นกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท I ^{[ 73 ]}การเต้นของพวกมันเกิดจากกลไกพื้นฐานเดียวกันที่เกี่ยวข้องกับความทึบแสงของฮีเลียม แต่พวกมันอยู่ในระยะที่แตกต่างกันมากของชีวิต

ตัวแปร RR Lyrae

ดาวแปรแสงที่ค่อนข้างพบได้ทั่วไปเหล่านี้มีความคล้ายคลึงกับดาวแปรแสงเซเฟอิดอยู่บ้าง แต่มีความสว่างน้อยกว่าและมีคาบสั้นกว่า พวกมันมีอายุมากกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท I จัดอยู่ในกลุ่มประชากร IIแต่มีมวลน้อยกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท II ^{[ 74 ]}เนื่องจากพบได้ทั่วไปในกระจุกดาวทรงกลมบางครั้งจึงถูกเรียกว่า ดาวแปรแสงเซ เฟอิดประเภทกระจุกดาว^{[ 75 ]}พวกมันยังมีความสัมพันธ์ระหว่างคาบและความสว่างที่ได้รับการยืนยันแล้วในย่านอินฟราเรด K ดังนั้นจึงมีประโยชน์ในฐานะตัวบ่งชี้ระยะทาง^{[ 74 ]}ในฐานะเทียนมาตรฐานพวกมันสามารถตรวจจับได้ไกลถึง 1  Mpcซึ่งอยู่ใน กลุ่ม กาแล็กซีท้องถิ่น^{[ 76 ]}เหล่านี้เป็นดาวยักษ์มวลน้อยที่มีสเปกตรัมประเภท A หรือ F และปัจจุบันอยู่ในกิ่งแนวนอน พวกมันมีการเต้นเป็นจังหวะในแนวรัศมีและแปรผันตามขนาดความสว่างประมาณ 0.2–2 (การเปลี่ยนแปลงความสว่าง 20% ถึงมากกว่า 500%) ในช่วงเวลาหลายชั่วโมงถึงหนึ่งวันหรือมากกว่านั้น ประเภทนี้แบ่งออกเป็นประเภทย่อยของ Bailey คือ 'a', 'b' และ 'c' ขึ้นอยู่กับรูปร่างของเส้นโค้งแสง^{[ 74 ]}

ตัวแปรเดลต้า สคูติ

ดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ (δ Sct) มีลักษณะคล้ายกับดาวแปรแสงเซเฟอิด แต่มีความสว่างน้อยกว่ามากและมีคาบสั้นกว่ามาก ในอดีตเคยรู้จักกันในชื่อดาวแปรแสงเซเฟอิดแคระ^{[ 77 ]}ดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ แสดงโหมดการเต้นของแสงทั้งแบบรัศมีและแบบไม่เป็นรัศมี มักแสดงคาบที่ซ้อนทับกันหลายคาบ ซึ่งรวมกันเป็นเส้นโค้งแสงที่ซับซ้อนประเภทสเปกตรัม ของดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ มักจะเป็นดาวประเภท A ตอนปลายและประเภท F ตอนต้น และอยู่บนหรือใกล้ลำดับหลักในแผนภาพ HRเมื่อความเป็นโลหะเทียบเท่าดวงอาทิตย์ มวลของดาวแปรแสงเดลต้า สคูติ จะอยู่ในช่วงประมาณ 1.6 เท่าของดวงอาทิตย์สำหรับคาบที่ช้ากว่า จนถึง 2.4 เท่าสำหรับอัตราการเต้นของแสงที่สูงกว่า ด้วยอัตราการหมุนของดาวแปรแสงเดลต้า สคูติดาวฤกษ์เดลต้า สคูติ มีความเร็ว40 ถึง 250 กม./วินาที และแสดงแอมพลิจูดขนาดเล็กความสว่าง 0.01–0.03แมกนิจูด พร้อมโหมดการสั่นหลายแบบ รวมถึงแบบที่ไม่เป็นแนวรัศมีหลายแบบ สำหรับอัตราการหมุนที่ช้าลงภายใต้ความเร็ว 30 กม./วินาทีแอมพลิจูดคือ0.20–0.30แมกนิจูดหรือมากกว่า และมักจะเป็นดาวแปรแสงแบบรัศมี^{[ 78 ]}ดาวที่มีการแปรแสงแบบ Delta Scuti และมีแอมพลิจูดมากกว่า 0.3 แมกนิจูด เรียกว่าดาวแปรแสงชนิด AI Vel ตามต้นแบบคือAI Velorum ^{[ 79 ]}

ตัวแปร SX Phoenicis

ดาวฤกษ์เหล่านี้เป็นดาวแปรแสงประเภท δ Scuti ที่มีโลหะน้อย จัดอยู่ในกลุ่มประชากรที่ 2 และส่วนใหญ่พบในกระจุกดาวทรงกลม ความสว่างของดาวเหล่านี้ผันผวนในระดับประมาณ 0.7 แมกนิจูด (ประมาณ 100% ของความสว่างเปลี่ยนแปลง) โดยมีช่วงเวลาสั้นๆ 1 ถึง 3 ชั่วโมง มวลของดาวเหล่านี้อยู่ในช่วง...1.0–1.3 เท่าของดวงอาทิตย์ ภายในกลุ่มดาว พวกมันถูกเรียกว่าดาวสีน้ำเงิน ที่สั่นไหว ซึ่งสันนิษฐานว่าเกิดจากการรวมตัวของดาวธรรมดา 2 ดวงในระบบดาวคู่ใกล้ชิด ดาวแปรแสง SX Phe หมุนช้า และโหมดการสั่นไหวส่วนใหญ่เป็นแบบรัศมี^{[ 78 ] [ 80 ]}

ตัวแปร Ap ที่แกว่งอย่างรวดเร็ว

ดาว แปร roAp เป็นดาวที่มีการหมุนเร็ว มีสนามแม่เหล็กแรงสูง มีองค์ประกอบทางเคมีที่แปลกประหลาดมีสเปกตรัมประเภท A หรือบางครั้ง F0 ซึ่งรู้จักกันในชื่อดาว Ap พฤติกรรมการสั่นของดาวเหล่านี้คล้ายกับดาวแปร Delta Scuti หรือ Gamma Doradus ที่พบในลำดับหลัก มีการเปลี่ยนแปลงอย่างรวดเร็วมาก โดยมีคาบเวลาเพียงไม่กี่นาที และแอมพลิจูดเพียงไม่กี่พันส่วนของแมกนิจูด แตกต่างจากดาว Delta Scuti ดาว roAp จะสั่นด้วยความถี่สูงเพียงความถี่เดียว หรือด้วยความถี่สูงหลายความถี่ที่อยู่ใกล้กัน อย่างไรก็ตาม ความถี่สูงที่แยกเดี่ยวของดาว roAp ก็ได้รับการสังเกตพบในดาวที่ไม่มีองค์ประกอบทางเคมีที่แปลกประหลาด และดาว Delta Scuti บางดวงก็แสดงการสั่นในช่วง roAp ดังนั้นความแตกต่างจึงไม่ชัดเจน^{[ 81 ]}

ดาวแปรแสงคาบยาวเป็นดาวฤกษ์วิวัฒนาการเย็นที่สั่นไหวด้วยคาบเวลาตั้งแต่หลายสัปดาห์ถึงหลายปี ดาวฤกษ์ยักษ์ทั้งหมดที่เย็นกว่าสเปกตรัมประเภท K5 เป็นดาวแปรแสงเนื่องจากการสั่นไหวในแนวรัศมี^{[ 82 ]}ดาวแปรแสงประเภทนี้จำนวนมากแสดงการแปรผันรองที่มีคาบเวลานานกว่า ซึ่งกินเวลาหลายร้อยถึงหลายพันวัน การแปรผันนี้อาจเปลี่ยนแปลงความสว่างได้มากถึงหลายแมกนิจูด แม้ว่าโดยทั่วไปแล้วจะน้อยกว่ามาก โดยมีการเปลี่ยนแปลงหลักที่รวดเร็วกว่าซ้อนทับอยู่ สาเหตุของการแปรผันรองประเภทนี้ยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างชัดเจน โดยมีการสันนิษฐานต่างๆ กันไป เช่น การสั่นไหว ระบบดาวคู่ และการหมุนของดาวฤกษ์^{[ 83 ] [ 84 ] [ 85 ]}

ตัวแปรมิรา

ดาว แปรแสงมิราเป็น ดาว ยักษ์แดง ที่กำลังแก่ตัวลง และใกล้จะสิ้นสุดช่วงชีวิตที่ใช้งานอยู่บนกิ่งยักษ์เชิงเส้นกำกับ (AGB) พวกมันมีคาบการเต้นของชีพจรตามแนวรัศมีที่อาจมีตั้งแต่ต่ำกว่า 100 วันไปจนถึงมากกว่า 2,000 วัน แม้ว่าส่วนใหญ่จะอยู่ในช่วง...ช่วงเวลา 200 ถึง 450วัน^{[ 86 ]}ความสว่างจะลดลงและเพิ่มขึ้นในช่วง 8 แมกนิจูดซึ่งเป็นการเปลี่ยนแปลงความสว่างถึงพันเท่า^{[ 87 ]}ดาวมิราเอง หรือที่รู้จักกันในชื่อ โอไมครอน เซติ (ο Cet) มีความสว่างแปรผันจากเกือบแมกนิจูดที่ 2 ไปจนถึงจางสุดที่แมกนิจูดที่ 10 โดยมีคาบประมาณ 332 วัน^{[ 88 ]}แอมพลิจูดที่มองเห็นได้ขนาดใหญ่มากส่วนใหญ่เกิดจากการเปลี่ยนแปลงของพลังงานที่ปล่อยออกมาระหว่างแสงที่มองเห็นได้และอินฟราเรดเมื่ออุณหภูมิของดาวเปลี่ยนแปลง^{[ 87 ]}ในบางกรณี ดาวแปรแสงมิราแสดงการเปลี่ยนแปลงคาบอย่างมากในช่วงหลายทศวรรษ ซึ่งคิดว่าเกี่ยวข้องกับวัฏจักรการเต้นของความร้อนของดาว AGB ที่ก้าวหน้าที่สุด^{[ 89 ]}

ตัวแปรแบบกึ่งปกติ

ตัวแปรเหล่านี้เป็นตัวแปรคาบยาวที่มีคาบสั้นกว่าและแอมพลิจูดเล็กกว่ามิรา และเส้นโค้งแสงของพวกมันไม่สม่ำเสมอเท่า ตัวแปรประเภท SRa และ SRb เป็นดาวยักษ์แดงโดยประเภทหลังแสดงคาบที่ไม่สม่ำเสมอเท่า แอมพลิจูดที่มองเห็นได้โดยทั่วไปน้อยกว่า 2.5 แมกนิจูด^{[ 90 ]}เชื่อกันว่าพวกมันเป็นดาวตั้งต้นของตัวแปรมิรา แต่มีอายุยืนยาวกว่าและจึงพบได้บ่อยกว่า ตัวแปรประเภท SRc และ SRd ส่วนใหญ่ประกอบด้วยดาวยักษ์แดงและดาวยักษ์เหลืองตามลำดับ^{[ 90 ]}

ตัวแปรแบบกึ่งปกติอาจแสดงคาบเวลาที่แน่นอนในบางครั้ง แต่บ่อยครั้งจะแสดงการเปลี่ยนแปลงที่ไม่ชัดเจนนัก ซึ่งบางครั้งสามารถแยกออกเป็นหลายคาบเวลาได้^{[ 90 ] [ 91 ]}ตัวอย่างที่รู้จักกันดีของตัวแปรแบบกึ่งปกติคือดาวเบเทลจูสซึ่งความสว่างเปลี่ยนแปลงไปครึ่งแมกนิจูดโดยมีคาบเวลาที่ทับซ้อนกันคือ 1.10 และ 5.75 ปี^{[ 92 ]}อย่างน้อยตัวแปรแบบกึ่งปกติบางตัวมีความสัมพันธ์ใกล้ชิดกับตัวแปรมิรามาก โดยอาจมีความแตกต่างเพียงอย่างเดียวคือการสั่นไหวในฮาร์มอนิกที่แตกต่างกัน^{[ 93 ]}

ตัวแปรที่เคลื่อนที่ช้าและไม่สม่ำเสมอ

ดาว เหล่านี้เป็นดาวยักษ์แดงหรือดาวยักษ์แดงที่มีคาบเวลาที่ตรวจจับได้น้อยหรือไม่มีเลย บางดวงเป็นดาวแปรแสงกึ่งปกติที่ศึกษามาไม่ดีนัก มักมีหลายคาบเวลา แต่บางดวงอาจเป็นดาวแปรแสงแบบอลหม่าน^{[ 94 ]}ดาวแปรแสงเหล่านี้ถูกจัดประเภทเป็นชนิด Lb หรือ Lc ขึ้นอยู่กับว่าเป็นดาวยักษ์เย็นหรือดาวยักษ์แดงเย็นตามลำดับ^{[ 82 ]}ตัวอย่างที่โดดเด่นของดาวแปรแสงไม่สม่ำเสมอแบบช้าคือแอนทาเรสซึ่งจัดอยู่ในประเภท Lc โดยมีความสว่างอยู่ในช่วงตั้งแต่0.88 ถึง 1.16ในขนาดความสว่างที่มองเห็นได้^{[ 94 ]}

ดาวแปรแสงเบตาเซเฟอี (β Cep) (บางครั้งเรียกว่าดาว แปรแสง เบตาคานิสเมเจอร์ริส โดยเฉพาะในยุโรป) ^{[ 95 ]}มีการเต้นเป็นจังหวะในช่วงสั้นๆ ประมาณ 0.1–0.6 วัน โดยมีแอมพลิจูด 0.01–0.3 แมกนิจูด (การเปลี่ยนแปลงความสว่าง 1% ถึง 30%) พวกมันจะสว่างที่สุดในช่วงที่มีการหดตัวน้อยที่สุด ดาวประเภทนี้หลายดวงแสดงการเต้นเป็นจังหวะหลายรอบ^{[ 96 ]}

ดาวฤกษ์บีที่สั่นช้า (SPB) เป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักที่ร้อน มีความสว่างน้อยกว่าดาวเบตาเซเฟอีเล็กน้อย มีคาบการสั่นที่ยาวกว่าและแอมพลิจูดที่ใหญ่กว่า^{[ 97 ]}พวกมันมีมวลอยู่ในช่วง2.5–7  M _☉และช่วงเวลาการเต้นของชีพจรที่ไม่เป็นแนวรัศมีตั้งแต่0.5 ถึง 3  วัน หลายตัวหมุนเร็ว ซึ่งอาจทำให้ดูเย็นลง และในบางกรณีอาจอยู่นอกแถบความไม่เสถียร^{[ 98 ]}

ต้นแบบของคลาสที่หายากนี้คือV361 Hydrae ซึ่ง เป็นดาวแคระ B ที่มีความสว่างระดับ 15 พวกมันสั่นไหวด้วยคาบเวลาไม่กี่นาที และอาจสั่นไหวพร้อมกันด้วยหลายคาบ พวกมันมีแอมพลิจูดเพียงไม่กี่ร้อยส่วนของความสว่าง และได้รับชื่อย่อ GCVS ว่า RPHS พวกมันเป็นดาวสั่นไหวแบบ p-mode ^{[ 99 ]}

Stars in this rare class are chemically peculiar type B (Bp) supergiants with a period of 0.1–1 day and an amplitude of 0.1 magnitude on average. Their spectra are peculiar by having weak hydrogen but extra strong carbon and helium lines, making this a type of extreme helium star.^[100] The prototype for this category of variable is PV Telescopii, which undergoes small but complex luminosity variations and radial velocity fluctuations.^[101]

Alpha Cygni (α Cyg) variables are nonradially pulsating supergiants of spectral classes B to A. Their periods range from several days to several weeks, and their amplitudes of variation are typically of the order of 0.1 magnitudes. The light changes, which often seem irregular, may be caused by the superposition of many oscillations with close periods.^[102] The progenitors of these stars have at least 14 solar masses. At least for the brighter members, these variables appear to have returned to the blue supergiant region of the H–R diagram after losing considerable mass as red supergiants.^[103]Deneb, in the constellation of Cygnus is the prototype of this class.^[104]

Gamma Doradus (γ Dor) variables are non-radially pulsating main-sequence stars of spectral classes F to late A, with luminosity classes of IV-V or V. Their periods are 0.3 to 3 days and their amplitudes typically of the order of 0.1 magnitudes or less. This variable type occupies a narrow range near the low-luminosity part of the instability strip, which partially overlaps the range of Delta Scuti variables. The physical properties of Gamma Doradus variables are similar to long-period Delta Scuti variables. Their slow period and low amplitudes makes Gamma Doradus variables difficult to discover from the ground; most have been spotted by space missions.^[105]

ดวงอาทิตย์สั่นด้วยแอมพลิจูดต่ำมากในหลายโหมด โดยมีคาบประมาณ 5 นาที การศึกษาการสั่นเหล่านี้เรียกว่าเฮลิโอซีสโมโลยี การสั่นในดวงอาทิตย์ถูกขับเคลื่อนแบบสุ่มโดยการพาความร้อนในชั้นนอก คำว่า การสั่นแบบดวงอาทิตย์ ใช้เพื่ออธิบายการสั่นในดาวฤกษ์ดวงอื่นที่ถูกกระตุ้นในลักษณะเดียวกัน และการศึกษาการสั่นเหล่านี้เป็นหนึ่งในหัวข้อหลักของการวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่ในสาขา แอสเต อโรซีสโมโลยี^{[ 106 ] [ 107 ]}ดาวฤกษ์ที่มีชั้นการพาความร้อนที่พื้นผิวซึ่งสามารถสร้างการสั่นแบบดวงอาทิตย์ได้ โดยทั่วไปจะเย็นกว่าขอบด้านขวาของแถบความไม่เสถียร ซึ่งรวมถึงลำดับหลักตอนล่างพร้อมกับดาวกึ่งยักษ์และดาวยักษ์แดง อย่างไรก็ตาม การสั่นแบบดวงอาทิตย์ยังสามารถถูกกระตุ้นได้โดยการเต้นของดาวฤกษ์ เช่น โดยดาวแปรแสงเซเฟอิด^{[ 108 ]}

ดาวยักษ์สีเหลืองที่เต้นเร็ว (FYPS) เป็นดาวยักษ์สีเหลืองสว่างที่มีการเต้นเป็นจังหวะสั้นกว่าหนึ่งวัน เชื่อกันว่าดาวเหล่านี้วิวัฒนาการมาจากระยะดาวยักษ์แดง แต่กลไกการเต้นเป็นจังหวะยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด กลุ่มดาวนี้ได้รับการตั้งชื่อในปี 2020 จากการวิเคราะห์การสังเกตการณ์ ของ TESS ^{[ 109 ]}

ดาวฤกษ์ที่ไม่สั่นไหวในแนวรัศมีเหล่านี้มีคาบสั้น ๆ หลายร้อยถึงหลายพันวินาที โดยมีความผันผวนเล็กน้อยเพียง 0.001 ถึง 0.2 แมกนิจูด ประเภทของดาวแคระขาวที่สั่นไหว (หรือดาวแคระขาวก่อน) ที่รู้จักกัน ได้แก่ ดาว DAVหรือZZ Cetiซึ่งมีชั้นบรรยากาศที่ประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นหลักและมีสเปกตรัมประเภท DA; ^{[ 110 ]} ดาว DBVหรือV777 Herซึ่งมีชั้นบรรยากาศที่ประกอบด้วยฮีเลียมเป็นหลักและมีสเปกตรัมประเภท DB; ^{[ 111 ]}และ ดาว GW Virซึ่งมีชั้นบรรยากาศที่ประกอบด้วยฮีเลียม คาร์บอน และออกซิเจนเป็นหลัก ดาว GW Vir อาจแบ่งย่อยออกเป็นดาวDOVและPNNV ^{[ 112 ] [ 113 ]}

ดาวพัลเซเตอร์ขนาดใหญ่สีน้ำเงิน (BLAP) เป็นดาวประเภทที่หายากมากซึ่งสั่นไหวตามแนวรัศมี โดยมีลักษณะเฉพาะคือการเปลี่ยนแปลงความสว่าง 0.2 ถึง 0.4 แมกนิจูด โดยมีคาบการสั่นไหวโดยทั่วไป 7 ถึง 75 นาที^{[ 114 ] [ 115 ]}เชื่อกันว่าดาวเหล่านี้เป็นแกนฮีเลียมขนาดเล็กของดาวยักษ์แดงที่ชั้นบรรยากาศส่วนที่เหลือถูกดึงออกไปโดยดาวคู่^{[ 115 ]}มีการตั้งสมมติฐานว่าดาวเหล่านี้เป็นดาวคู่ที่รอดชีวิตจากซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่ค้นหามานาน[ 116 ^{]หรืออีก}ทางหนึ่ง ดาวเหล่านี้อาจเกิดจากการรวมตัวกันของดาวแคระขาวมวลน้อยสองดวง^{[ 114 ]} BLAP มีประสิทธิภาพเป็นวัตถุก่อนดาวแคระขาวที่มีอุณหภูมิยังผลระหว่าง 20,000 ถึง 35,000 K ^{[ 115 ]}วัตถุเหล่านี้ส่วนใหญ่อยู่ในระยะกลางหรือระยะปลายของการหลอมรวมฮีเลียม^{[ 117 ]}

ดาวแปรแสงแบบปะทุแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างที่ไม่สามารถคาดเดาได้ ซึ่งเกิดจากการสูญเสียวัสดุจากดาว หรือในบางกรณีเกิดจากการสะสมวัสดุเข้าไปในดาว แม้จะมีชื่อเรียกเช่นนั้น แต่ดาวแปรแสงแบบปะทุเหล่านี้แตกต่างจากดาวแปรแสงแบบหายนะ เนื่องจากปรากฏการณ์การปะทุเกิดจากกระบวนการที่ไม่ใช่เทอร์โมนิวเคลียร์^{[ 118 ]}

ดาวฤกษ์แรกเริ่มเป็นวัตถุอายุน้อยที่ยังไม่เสร็จสิ้นกระบวนการหดตัวจากเนบิวลาก๊าซไปเป็นดาวฤกษ์ที่แท้จริง ในช่วงนี้ วัตถุจะฝังตัวอยู่ใน ชั้นบรรยากาศ ที่ทึบแสงมากดังนั้นความแปรปรวนที่เกิดจากกระบวนการสะสมมวลอย่างรวดเร็วจึงมองเห็นได้ส่วนใหญ่ในย่านอินฟราเรด^{[ 119 ]}เมื่อวัตถุขับไล่ชั้นบรรยากาศก๊าซและฝุ่นที่เกิดขึ้นใหม่ส่วนใหญ่ออกไปแล้ว มวลของมันจะคงที่และกลายเป็นดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลักที่กำลังหดตัวเข้าสู่ลำดับหลักความสว่างของวัตถุนี้ได้มาจากการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงวัตถุเหล่านี้มักแสดงความแปรปรวนของความสว่างที่ไม่สม่ำเสมอร่วมกับสนามแม่เหล็กที่รุนแรง^{[ 120 ]}

ตัวแปรโอไรออน

ดาวแปรแสงโอไรออนเป็นดาวฤกษ์อายุน้อย ร้อน ก่อนเข้าสู่ลำดับหลัก มักฝังตัวอยู่ในเนบิวลา มีคาบไม่สม่ำเสมอ โดยมีแอมพลิจูดหลายแมกนิจูด ดาวแปรแสงไม่สม่ำเสมอเหล่านี้ได้รับการตั้งชื่อเช่นนี้เพราะหลายดวงถูกค้นพบครั้งแรกในเนบิวลาโอไรออน ดาว แปรแสง T Tauriเป็นดาวแปรแสงชนิดย่อยที่รู้จักกันดีความแปรแสงของดาว T Tauriเกิดจากจุดบนพื้นผิวดาวและกลุ่มก๊าซ-ฝุ่นที่โคจรอยู่ในจานรอบดาว^{[ 121 ]}ดาวแปรแสงประเภทนี้แบ่งย่อยออกเป็น T Tauri แบบคลาสสิกและแบบเส้นอ่อน แบบแรกแสดง สเปกตรัม เส้นการปล่อยแสง ทั่วไป ในขณะที่แบบหลังไม่แสดงเส้นการปล่อยแสงที่รุนแรงและไม่มีลมดาวฤกษ์หรือจานสะสมมวลที่แข็งแรง ประเภทที่สามคือดาว Herbig Ae/Be ซึ่งเป็นรูปแบบที่มีมวลมากกว่า ประเภทที่สี่คือ ดาวแปรแสงไม่สม่ำเสมอ RW Aurigaeที่มีคุณสมบัติคล้ายกันแต่ไม่มีเนบิวลาอยู่ใกล้เคียง ตัวแปรผิดปกติสุดท้ายเหล่านี้แสดงเส้นการปล่อยแสง ซึ่งเป็นหลักฐานของเปลือกหุ้มรอบดาวฤกษ์^{[ 122 ]}

ดาว Herbig Ae/Be

ความแปรปรวนของ ดาวฤกษ์ประเภท Herbig Ae/Beที่มีมวลมาก (2–8 เท่า ของมวล ของดวงอาทิตย์ ) เชื่อว่าเกิดจากกลุ่มก้อนก๊าซและฝุ่นที่โคจรอยู่ใน จาน รอบดาวฤกษ์นอกจากนี้ยังอาจเกิดจากจุดเย็นบนชั้นโฟโตสเฟียร์หรือการสั่นไหวเมื่อเคลื่อนที่ผ่านแถบความไม่เสถียร ความแปรปรวนของแสงโดยทั่วไปมีขนาดแอมพลิจูดสูงถึงหนึ่งแมกนิจูด และเกิดขึ้นในช่วงเวลาหลายวันถึงหลายสัปดาห์ ตัวอย่างที่รุนแรงเป็นพิเศษคือUX Orionisซึ่งเป็นต้นแบบของ "UXORs" ดาวฤกษ์เกิดใหม่เหล่านี้มีความแปรปรวนโดย...2 ถึง 3แมกนิจูด^{[ 124 ]}

ตัวแปร FU Orionis

วัตถุทางดาราศาสตร์อายุน้อยเพียงส่วนน้อยเท่านั้นที่มีการปะทุ โดยแบ่งออกเป็นสองประเภทหลักคือ FUors และ EXors ตามชื่อดาวต้นแบบFU OrionisและEX Lupi (นอกจากนี้ยังมีประเภทกลางและ YSO ที่คล้ายกับ Fu Ori ด้วย) ^{[ 125 ]}ทั้งสองประเภทแตกต่างกันในด้านแอมพลิจูดและช่วงเวลาของการปะทุ^{[ 126 ]} FUors อาศัยอยู่ในเนบิวลาสะท้อนแสงและแสดงความสว่างที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วในระดับ 5–6 แมกนิจูด ตามด้วยการลดลงอย่างช้าๆ ดาวแปรแสง FU Orionis มีสเปกตรัมประเภท F หรือ G และอาจเป็นระยะวิวัฒนาการในชีวิตของ ดาว T Tauri EXors แสดงการปะทุคล้ายกับ FUor แต่ระยะเวลาสั้นกว่ามาก สามารถแสดงแสงวาบสั้นๆ ได้ถึง 5 แมกนิจูด เป็นไปได้ว่านี่คือขั้นตอนต่อไปในวิวัฒนาการหลังจากระยะ FUor ^{[ 125 ]}

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่และสว่างกว่าที่มีแรงโน้มถ่วงพื้นผิวต่ำกว่าจะสูญเสียมวลได้ง่ายกว่า อัตราการสูญเสียมวลจะสูงกว่าในดาวฤกษ์ที่มีความสว่างสูงกว่า โดยลมดาวฤกษ์จะถูกขับเคลื่อนด้วยแรงดันรังสี และในดาวยักษ์มวลน้อยและเย็น จะถูกขับเคลื่อนด้วยแรงดันรังสีบนอนุภาคฝุ่นและการเต้นของชีพจร^{[ 127 ]}ด้วยเหตุนี้ ความแปรปรวนเนื่องจากการปะทุและการสูญเสียมวลจึงพบได้บ่อยในดาวยักษ์และดาวยักษ์ยิ่งยวด

ตัวแปรสีน้ำเงินเรืองแสง

ดาวแปรแสงสีน้ำเงินสว่าง (LBV) หรือที่รู้จักกันในชื่อ ดาวแปรแสง S Doradus เป็นหนึ่งในดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดเท่าที่รู้จัก ตัวอย่างเช่น ดาวยักษ์η CarinaeและP Cygni [ ^{128 ] พวก}มันมีการสูญเสียมวลสูงอย่างต่อเนื่อง แต่ในช่วงเวลาหลายปี การเต้นของชีพจรภายในทำให้ดาวฤกษ์เกินขีดจำกัด Eddington และการสูญเสียมวลเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ^{[ 129 ]}ความสว่างที่มองเห็นได้เพิ่มขึ้น แม้ว่าความสว่างโดยรวมจะไม่เปลี่ยนแปลงมากนัก การระเบิดครั้งใหญ่ที่สังเกตได้ใน LBV บางดวงทำให้ความสว่างเพิ่มขึ้นมาก จนถูกเรียกว่าดาวปลอมซูเปอร์โนวาและอาจเป็นเหตุการณ์ประเภทที่แตกต่างกัน^{[ 129 ]}

ดาวแปรแสงประเภทนี้แบ่งออกเป็นสองกลุ่มย่อย กลุ่มแรกคือดาวแปรแสงความสว่างสูงแบบคลาสสิก ซึ่งวิวัฒนาการมาจากดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 50 เท่าของดวงอาทิตย์ มวลที่สูงของดาวฤกษ์เหล่านี้ทำให้พวกมันไม่กลายเป็นดาวยักษ์แดง กลุ่มที่สองคือดาวแปรแสงความสว่างสูงที่มีความสว่างน้อยกว่า โดยมีมวลเริ่มต้นอยู่ในช่วงประมาณ25–40  M _☉เหล่านี้สามารถกลายเป็นดาวยักษ์แดงได้ และหลายดวงอาจเป็นเช่นนั้นไปแล้ว คุณลักษณะเด่นของ LBV ทั้งหมดคืออัตราส่วนความสว่างต่อมวลที่สูงกว่าเมื่อเทียบกับดาวที่ไม่ใช่ LBV ในบริเวณเดียวกันของแผนภาพ HR พวกมันครอบครองแถบความไม่เสถียร LBV/S Dor ที่แยกต่างหาก ซึ่งแตกต่างจากแถบความไม่เสถียรของดาวแปรแสงเซเฟอิด^{[ 130 ]}

ยักษ์เหลือง

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่วิวัฒนาการแล้วเหล่านี้ไม่เสถียรเนื่องจากความสว่างสูงและตำแหน่งเหนือแถบความไม่เสถียร^{[ 131 ]}และพวกมันแสดงการเปลี่ยนแปลงทางโฟโตเมตริกและสเปกโตรสโกปิกที่ช้าแต่บางครั้งก็มากเนื่องจากการสูญเสียมวลสูงและการระเบิดครั้งใหญ่เป็นครั้งคราว รวมกับการเปลี่ยนแปลงตามกาลเวลาที่สังเกตได้^{[ 132 ]}หนึ่งในตัวอย่างที่ได้รับการศึกษาดีที่สุดคือRho Cassiopeiae ^{[ 133 ]}

ตัวแปร R Coronae Borealis

แม้ว่าจะถูกจัดอยู่ในกลุ่มดาวแปรผันแบบปะทุ แต่ดาวเหล่านี้ไม่ได้มีการเพิ่มความสว่างเป็นระยะๆ แต่กลับใช้เวลาส่วนใหญ่ในการเปลี่ยนแปลงความสว่างแบบกึ่งสม่ำเสมอและมีแอมพลิจูดเล็กน้อย ซึ่งอาจเกิดจากการเต้นเป็นจังหวะ ในช่วงเวลาที่ไม่สม่ำเสมอ ความสว่างของดาวจะลดลงอย่างกะทันหัน 1–9 แมกนิจูด (หรี่ลง 2.5 ถึง 4000 เท่า) ก่อนที่จะกลับคืนสู่ความสว่างเริ่มต้นในระยะเวลาหลายเดือนถึงหลายปี ดาวเหล่านี้เป็นดาวที่ผลิตฝุ่นคาร์บอน ซึ่งอยู่ในกลุ่มดาวยักษ์ใหญ่ที่มีคาร์บอนสูงและไฮโดรเจนต่ำR Coronae Borealis (R CrB) เป็นดาวต้นแบบ การผลิตฝุ่นนี้เป็นสาเหตุของการลดลงของความสว่างอย่างมาก^{[ 135 ]}มีการเสนอสองสถานการณ์สำหรับการก่อตัวของดาว R CrB: การรวมตัวของดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจนกับดาวแคระขาวฮีเลียม หรือเศษซากดาวฤกษ์ใจกลางจากเนบิวลาดาวเคราะห์เกิดการระเบิดของฮีเลียม กลายเป็นดาวยักษ์ใหญ่^{[ 136 ]}

ดาวแปรแสง DY Perseiถือเป็นดาวแปรแสง R CrB เย็นประเภทหนึ่ง พวกมันเป็นดาวที่มีคาร์บอนสูงบนกิ่งยักษ์อสิมโทติกที่แสดงรูปแบบการแปรแสงทั้งแบบเป็นจังหวะและไม่สม่ำเสมอ^{[ 137 ]}การลดลงของฝุ่นของพวกมันนั้นตื้นกว่าและสมมาตรกว่าดาวแปรแสง R CrB ทั่วไป ซึ่งอาจบ่งชี้ว่าดาวทั้งสองประเภทมีวิธีการผลิตฝุ่นที่แตกต่างกัน^{[ 135 ]}

ดาวฤกษ์ Wolf–Rayet (WR) ประเภทคลาสสิก I เป็นดาวฤกษ์มวลมากร้อนจัดที่บางครั้งแสดงความแปรปรวน ซึ่งอาจเกิดจากสาเหตุหลายประการ รวมถึงปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวคู่และกลุ่มก๊าซที่หมุนรอบดาวฤกษ์^{[ 138 ] [ 139 ]} ในระหว่างการวิวัฒนาการ พวกมันสูญเสียมวลอย่างมาก ทำให้เหลือแกนฮีเลียมร้อนที่มีไฮโดรเจนน้อยในชั้นนอก พวกมันแสดงสเปกตรัมเส้นการปล่อยกว้างที่มีเส้นฮีเลียมไนโตรเจนคาร์บอนและออกซิเจน^{[ 140 ]}ความแปรปรวนในดาวฤกษ์ WR บางดวงดูเหมือนจะเป็นแบบสุ่ม ในขณะที่บางดวงแสดงหลายช่วงเวลา^{[ 139 ]}

ดาวแปรแสง แกมมาแคสซิโอเปีย (γ Cas) เป็น ดาวประเภท Bที่หมุนเร็วและไม่ใช่ดาวยักษ์ใหญ่ซึ่งมีความสว่างผันผวนไม่สม่ำเสมอมากถึง 1.5 แมกนิจูด (ความสว่างเปลี่ยนแปลง 4 เท่า) ^{[ 141 ]}สาเหตุเกิดจากการปล่อยสสารออกมาบริเวณเส้นศูนย์สูตรเนื่องจากความเร็วในการหมุนที่รวดเร็ว ดาวแปรแสงแกมมาแคสเป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่สว่างซึ่งอาจเกิดจากการสะสมของก๊าซบนดาวแคระขาวที่เป็นคู่^{[ 142 ]}

ดาวฤกษ์ที่เกิดการปะทุ (Flare stars)ถูกกำหนดโดยการสังเกตเหตุการณ์การปะทุ ซึ่งเป็นการเพิ่มขึ้นของความสว่างของดาวฤกษ์อย่างรวดเร็วแต่ฉับพลัน ในดาวฤกษ์ลำดับหลัก การแปรผันแบบปะทุครั้งใหญ่ไม่ค่อยเกิดขึ้น^{[ 144 ]} กิจกรรมการปะทุมีแนวโน้มที่จะเกิดขึ้นในหมู่ดาวฤกษ์อายุน้อยที่หมุนเร็ว^{[ 145 ]}ความถี่ของการปะทุพบได้บ่อยกว่าและมีความโดดเด่นมากกว่าใน ดาวแปรแสง UV Cetiซึ่งเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักที่จางมากและมีสนามแม่เหล็กที่แข็งแกร่งกว่า^{[ 146 ]}ความสว่างของดาวเหล่านี้เพิ่มขึ้นหลายแมกนิจูดในเวลาเพียงไม่กี่วินาที จากนั้นก็จางลงกลับสู่ความสว่างปกติในครึ่งชั่วโมงหรือน้อยกว่านั้น ดาวแคระแดงที่อยู่ใกล้เคียงหลายดวงเป็นดาวฤกษ์ที่เกิดการปะทุ รวมถึงProxima CentauriและWolf 359 ^{[ 145 ]}

ซูเปอร์แฟลร์เป็นแฟลร์ที่มีพลังงานสูงและมีระยะเวลาสั้น ซึ่งได้รับการสังเกตพบในดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ [ ^{147 ] โดย}ทั่วไปจะมีพลังงานอย่างน้อย~10 ³³  เอิร์กซึ่งมากกว่าเปลวสุริยะ ที่รุนแรงที่สุดที่เคยสังเกตพบ คือเหตุการณ์แครริงตัน ในปี 1859 ซึ่งมีพลังงานโดยประมาณอยู่ที่~5 × 10 ³²  erg เส้นโค้งแสง ของกล้องโทรทรรศน์อวกาศเคปเลอร์แสดงให้เห็นซูเปอร์แฟลร์มากกว่า 2,000 ครั้งบนดาวแคระประเภท G จำนวน 250 ดวง อัตราการเกิดจะสูงกว่าในดาวฤกษ์ที่อายุน้อยกว่าและหมุนเร็วขึ้น^{[ 148 ]}

ระบบเหล่านี้เป็นระบบดาวคู่ที่แยกจากกัน โดยอย่างน้อยหนึ่งองค์ประกอบจะมีชั้นโครโมสเฟียร์ที่มีกิจกรรมสูง รวมถึงจุดดวงอาทิตย์ขนาดใหญ่และเปลวสุริยะ ซึ่งเชื่อว่าได้รับการเสริมประสิทธิภาพจากดาวคู่ที่อยู่ใกล้เคียง โดยปกติแล้วองค์ประกอบแรกจะเป็นดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการแล้ว ในขณะที่องค์ประกอบหลังเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า ไม่ว่าจะเป็นดาวฤกษ์ในลำดับหลักหรือดาวแคระย่อย แรงดึงดูดระหว่างดาวฤกษ์ได้ล็อกคาบการหมุนของพวกมันไว้กับคาบการโคจรทำให้พวกมันมีอัตราการหมุนสูงเพียงไม่กี่วัน พวกมันแสดงเส้นการปล่อยจากชั้นโครโมสเฟียร์และรังสีเอกซ์ที่ปล่อยออกมาจากโคโรนา^[ 149 ^{] ระดับความแปรปรวนมีตั้งแต่หลายวัน ใกล้เคียง กับ}คาบการโคจร และบางครั้งก็รวมถึงสุริยุปราคาด้วย ไปจนถึงหลายปีเมื่อกิจกรรมของจุดดวงอาทิตย์เปลี่ยนแปลงไป^{[ 150 ]}

ตัวแปรเหล่านี้แสดงการระเบิดจากการระเบิดเทอร์โมนิวเคลียร์ที่พื้นผิวหรือใกล้แกนกลาง หมวดหมู่นี้ยังรวมถึงวัตถุคล้ายโนวาที่แสดงการระเบิดเหมือนโนวาจากการปลดปล่อยพลังงานอย่างรวดเร็ว หรือเนื่องจากสเปกตรัมของพวกมันคล้ายกับสเปกตรัมของโนวาที่ความสว่างต่ำสุด^{[ 118 ]}

ซูเปอร์โนวาเป็นประเภทของการเปลี่ยนแปลงแบบหายนะที่น่าทึ่งที่สุด โดยเป็นเหตุการณ์ที่มีพลังงานมากที่สุดในจักรวาล ซูเปอร์โนวาสามารถปล่อยพลังงานออกมาได้มากเท่ากับกาแล็กซี ทั้งกาแล็กซี ในช่วงเวลาสั้นๆ ทำให้สว่างขึ้นมากกว่า 20 แมกนิจูด (สว่างขึ้นกว่าหนึ่งร้อยล้านเท่า) ^{[ 3 ]}การระเบิดของซูเปอร์โนวาเกิดจากดาวแคระขาวหรือแกนกลางของดาวฤกษ์ที่มีมวล/ความหนาแน่นถึงขีดจำกัดหนึ่ง ซึ่ง เรียกว่า ขีดจำกัดของจันทรเสขรทำให้วัตถุนั้นยุบตัวลงในเสี้ยววินาที การยุบตัวนี้ "กระเด้ง" และทำให้ดาวฤกษ์ระเบิดและปล่อยพลังงานมหาศาลออกมา^{[ 152 ]}ชั้นนอกของดาวฤกษ์เหล่านี้ถูกพัดออกไปด้วยความเร็วหลายพันกิโลเมตรต่อวินาที^{[ 153 ]}

สสารที่ถูกขับออกมาอาจก่อตัวเป็นเนบิวลาที่เรียกว่าซากซูเปอร์โนวาตัวอย่างที่รู้จักกันดีของเนบิวลาดังกล่าวคือเนบิวลาปูซึ่งเป็นซากที่เหลือจากซูเปอร์โนวาที่ถูกสังเกตในประเทศจีนและที่อื่นๆ ในปี ค.ศ. 1054 ^{[ 154 ]}วัตถุต้นกำเนิดอาจสลายตัวไปอย่างสมบูรณ์ในการระเบิด หรือในกรณีของดาวฤกษ์มวลมาก แกนกลางอาจกลายเป็นดาวนิวตรอน (โดยทั่วไปคือพัลซาร์ ) หรือหลุมดำ^{[ 152 ]}

ซูเปอร์โนวาอาจเกิดจากการตายของดาวฤกษ์ที่มีมวลมหาศาล ซึ่งมีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์หลายเท่า เมื่อสิ้นสุดอายุขัยของดาวฤกษ์มวลมากนี้ แกนเหล็กที่ไม่สามารถหลอมรวมได้จะก่อตัวขึ้นจากเถ้าฟิวชัน มวลของแกนเหล็กนี้จะถูกผลักไปสู่ขีดจำกัดของจันทรเสขรจนกระทั่งถูกเกินขีดจำกัดนั้นและจึงยุบตัวลง^{[ 152 ]}หนึ่งในซูเปอร์โนวาประเภทนี้ที่ได้รับการศึกษามากที่สุดคือSN 1987Aใน เมฆแม เจลแลนใหญ่^{[ 155 ]}

ซูเปอร์โนวาอาจเกิดขึ้นจากการถ่ายโอนมวลไปยังดาวแคระขาวจากดาวคู่ในระบบดาวคู่ ขีดจำกัดของจันทรเสขรถูกเกินจากสสารที่ตกลงมา^{[ 152 ]}ความสว่างสัมบูรณ์ของประเภทหลังนี้เกี่ยวข้องกับคุณสมบัติของเส้นโค้งแสง ดังนั้นซูเปอร์โนวาเหล่านี้จึงสามารถใช้เพื่อกำหนดระยะทางไปยังกาแล็กซีอื่นได้^{[ 156 ]}

โนวาแดงสว่างเป็นปรากฏการณ์ระเบิดของดาวฤกษ์ที่เกิดจากการรวมตัวของดาวสองดวง พวกมันไม่เกี่ยวข้องกับโนวา แบบคลาสสิก ในช่วงเวลาสั้นๆ ก่อนการรวมตัว ส่วนประกอบทั้งสองจะใช้เปลือกหุ้มร่วมกันซึ่งตามมาด้วยเหตุการณ์การปลดปล่อยมวลที่ขับไล่เปลือกหุ้มออกไป^{[ 158 ]}พวกมันมีลักษณะเด่นคือสีแดงและมีช่วงราบเรียบยาวนานหลังจากการระเบิดครั้งแรก ความสว่างของปรากฏการณ์ชั่วคราวเหล่านี้อยู่ระหว่างโนวาและซูเปอร์โนวา และวิวัฒนาการของพวกมันกินเวลาตั้งแต่หลายสัปดาห์ถึงหลายเดือน^{[ 159 ]}อัตราการเกิดปรากฏการณ์เหล่านี้ในกาแล็กซีคือ 0.2 ครั้งต่อปี^{[ 158 ]}

โนวาแบบคลาสสิกเป็นผลมาจากการระเบิดครั้งใหญ่ แต่ต่างจากซูเปอร์โนวาตรงที่เหตุการณ์เหล่านี้ไม่ได้ทำให้ดาวฤกษ์ต้นกำเนิดถูกทำลาย พวกมันก่อตัวขึ้นในระบบดาวคู่ ใกล้ชิด โดยองค์ประกอบหนึ่งเป็นดาวแคระขาวที่ดูดกลืนสสารจากดาวฤกษ์ธรรมดาอีกดวงหนึ่ง และอาจเกิดขึ้นซ้ำได้ในช่วงเวลาหลายสิบปีถึงหลายศตวรรษหรือหลายพันปี โนวาจุดประกายขึ้นจากการเริ่มต้นอย่างฉับพลันของการหลอมรวมเทอร์โมนิวเคลียร์ที่ควบคุมไม่ได้ที่ฐานของสสารที่ดูดกลืน ซึ่งภายใต้สภาวะความดันสูงบางอย่าง ( สสารเสื่อมสภาพ ) จะเร่งความเร็วอย่างระเบิด พวกมันถูกจัดประเภทตามระดับความเร็ว ซึ่งมีตั้งแต่เร็วมากไปจนถึงช้ามากขึ้นอยู่กับเวลาที่โนวาจะลดลง 2 หรือ 3 แมกนิจูดจากความสว่างสูงสุด^{[ 160 ]}มีการบันทึกโนวาที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าหลายครั้ง โดย V1500 Cygniเป็นโนวาที่สว่างที่สุดในประวัติศาสตร์ล่าสุด โดยมีความสว่างถึงระดับ 2 ในปี 1975 ^{[ 161 ]}

โนวาแบบเกิดซ้ำจะถูกกำหนดโดยการเกิดเหตุการณ์ดังกล่าวมากกว่าหนึ่งครั้งในประวัติศาสตร์ที่บันทึกไว้ โนวาเหล่านี้มักเกิดขึ้นบนดาวแคระขาวที่มีมวลมากและมีมวลของสสารที่ถูกปล่อยออกมาน้อยกว่าM31N 2008-12aซึ่งเป็นโนวาแบบเกิดซ้ำในกาแล็กซีแอนโดรเมดาปะทุขึ้นบ่อยครั้งทุกๆ 12 เดือน มีมวลโดยประมาณใกล้เคียงกับขีดจำกัดของจันทรเสกขาร์ ดังนั้นจึงเป็นผู้สมัครที่เป็นต้นกำเนิดของซูเปอร์โนวาประเภท Ia ^{[ 160 ]}

ดาวแคระโนวาเป็นดาวคู่ที่มีดาวแคระขาวซึ่งการถ่ายโอนสสารระหว่างองค์ประกอบทำให้เกิดการระเบิดเป็นระยะๆ พวกมันมีความสว่างน้อยกว่าและเกิดขึ้นซ้ำบ่อยกว่าโนวาแบบ "คลาสสิก" ^{[ 162 ]}มีดาวแคระโนวาอยู่ 3 ประเภท: ^{[ 163 ]}

• ดาว U Geminorumซึ่งมีการปะทุที่กินเวลาประมาณ 5–20 วัน ตามด้วยช่วงเวลาสงบซึ่งโดยทั่วไปกินเวลาหลายร้อยวัน ในระหว่างการปะทุ ดาวเหล่านี้จะสว่างขึ้นโดยทั่วไป 2–6 แมกนิจูด^{[ 164 ]}ดาวเหล่านี้ยังเป็นที่รู้จักในชื่อดาวแปรแสง SS Cygniตามชื่อดาวแปรแสงใน กลุ่ม ดาวหงส์ซึ่งก่อให้เกิดการแสดงผลที่สว่างที่สุดและบ่อยที่สุดของดาวแปรแสงประเภทนี้^{[ 162 ]}
• ดาวฤกษ์ในกลุ่ม Z Camelopardalisซึ่งบางครั้งจะพบ ช่วงความสว่างคง ที่ที่เรียกว่า "จุดหยุดนิ่ง" ซึ่งอยู่ระหว่างความสว่างสูงสุดและความสว่างต่ำสุด
• ดาวคู่ SU Ursae Majorisนั้นมีการระเบิดเล็กๆ เกิดขึ้นบ่อยครั้ง และมีการระเบิดใหญ่ระดับซูเปอร์เอาท์เบล็ล ที่เกิดขึ้นไม่บ่อยนัก โดยปกติระบบดาวคู่เหล่านี้จะมีคาบการโคจรต่ำกว่า 2.5 ชั่วโมง

ระบบ ดาวคู่แบบซิมไบโอติกเหล่านี้ประกอบด้วยดาวยักษ์แดงและดาวขนาดเล็ก (โดยทั่วไปคือดาวแคระขาว) ที่ถูกห่อหุ้มด้วยเมฆก๊าซและฝุ่น พวกมันเกิดการระเบิดคล้ายโนวาที่มีแอมพลิจูด 1–3 แมกนิจูด และเกิดจากอัตราการสะสมมวลที่มากกว่าที่จำเป็นต่อการรักษาเสถียรภาพของปฏิกิริยาฟิวชัน ต้นแบบของกลุ่มนี้คือZ Andromedae ^{[ 165 ]}

ตัวแปร AM CVn เป็นระบบดาวคู่แบบซิมไบโอติก โดยที่ดาวแคระขาวกำลังดูดกลืนสสารที่อุดมไปด้วยฮีเลียมจากดาวแคระขาวอีกดวง ดาวฮีเลียม หรือดาวฤกษ์ลำดับหลักที่วิวัฒนาการแล้ว^{[ 166 ]}พวกมันสามารถเกิดการเปลี่ยนแปลงที่ซับซ้อน หรือบางครั้งก็ไม่มีการเปลี่ยนแปลงเลย โดยมีคาบสั้นมาก^{[ 167 ]}คาบการโคจรของระบบเหล่านี้อยู่ในช่วง5–65  นาที โดยช่วงเวลาที่อยู่ระหว่างนั้น22–44  นาที แสดงพฤติกรรมการระเบิดที่เพิ่มความสว่างขึ้น3–4  แมกนิจูด อันสุดท้ายเกิดจากความไม่เสถียรในจานสะสมมวล^{[ 166 ]}

ระบบไบนารีที่มีการเปลี่ยนแปลงทางแสงเหล่านี้เป็นแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ที่มีความเข้มสูงซึ่งไม่จัดอยู่ในประเภทดาวแปรแสงอื่นๆ ส่วนประกอบหนึ่งเป็นวัตถุขนาดกะทัดรัดที่กำลังดูดกลืนสสาร ไม่ว่าจะเป็นดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน หรือหลุมดำมวลระดับดาวฤกษ์^{[ 118 ]}ตัวอย่างที่โดดเด่นของแหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์แปร แสงดังกล่าว คือCygnus X- 1 ^{[ 168 ]}

ระบบ DQ Herculis เป็นระบบดาวคู่ที่มีปฏิสัมพันธ์กัน โดยดาวฤกษ์มวลน้อยจะถ่ายโอนมวลไปยังดาวแคระขาวที่มีสนามแม่เหล็กสูง คาบการหมุนของดาวแคระขาวนั้นสั้นกว่าคาบการโคจรของระบบดาวคู่มาก และบางครั้งสามารถตรวจพบได้ในรูปของคาบการเปลี่ยนแปลงทางแสง จานสะสมมวลมักจะก่อตัวขึ้นรอบดาวแคระขาว แต่บริเวณด้านในสุดของจานจะถูกตัดขาดด้วยสนามแม่เหล็กของดาวแคระขาว เมื่อวัสดุจากจานด้านในถูกดึงดูดด้วยสนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวแล้ว วัสดุนั้นจะเคลื่อนที่ไปตามเส้นสนามแม่เหล็กจนกระทั่งสะสมตัว^{[ 169 ]}ในกรณีที่รุนแรง สนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวจะป้องกันการก่อตัวของจานสะสมมวล^{[ 170 ]}

ในตัวแปรหายนะเหล่านี้ สนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวนั้นแข็งแกร่งมากจนทำให้คาบการหมุนของดาวแคระขาวสอดคล้องกับคาบการโคจรของระบบดาวคู่ แทนที่จะเกิดเป็นจานสะสมมวล การไหลของมวลจะไหลไปตามเส้นสนามแม่เหล็กของดาวแคระขาวจนกระทั่งกระทบกับดาวแคระขาวใกล้ขั้วแม่เหล็ก^{[ 171 ] [ 172 ]}รังสีไซโคลตรอนที่พุ่งออกมาจากบริเวณสะสมมวลสามารถทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงวงโคจรได้หลายแมกนิจูด ระบบประเภท BY Cam เรียกว่าระบบขั้วไม่ซิ งโครนัส เนื่องจากความแตกต่างเล็กน้อย (1–2%) ระหว่างคาบการหมุนและคาบการโคจร เชื่อกันว่าความไม่ซิงโครนัสนี้เกิดจากกิจกรรมเปลวสุริยะบนดาวแคระขาวที่กำลังสะสมมวล^{[ 173 ]}

ระบบดาวคู่รังสีเอ็กซ์มวลมากประกอบด้วยดาว Beหรือดาวยักษ์ที่โคจรใกล้กับดาวนิวตรอนที่เป็นคู่หู มวลจะถูกถ่ายโอนไปยังวัตถุขนาดกะทัดรัดที่กำลังดูดกลืนจากดาวผู้ให้ ซึ่งส่งผลให้เกิดการปล่อยรังสีเอ็กซ์ ในกรณีของดาว Be จานก๊าซที่โคจรรอบดาวที่เส้นศูนย์สูตรเป็นสาเหตุของการแปรผันทางแสง ในขณะที่ปฏิสัมพันธ์ของคู่หูจะทำให้จานนั้นถูกตัดทอน^{[ 174 ]}

ดาวแปรแสงภายนอกแบ่งออกเป็นสองกลุ่มหลัก ได้แก่ ดาวที่หมุนรอบตัวเองและดาวที่เกิดการบดบังกัน

ดาวฤกษ์ที่มีจุดดวงอาทิตย์ ขนาดใหญ่ อาจแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างอย่างมีนัยสำคัญเมื่อหมุนรอบตัวเอง และบริเวณพื้นผิวที่สว่างกว่าจะปรากฏให้เห็น จุดสว่างยังเกิดขึ้นที่ขั้วแม่เหล็กของดาวฤกษ์แม่เหล็ก ดาวฤกษ์ที่มีรูปร่างทรงรีอาจแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างเมื่อแสดงพื้นที่พื้นผิวที่แตกต่างกันให้ผู้สังเกตเห็น^{[ 175 ]}

ดาวฤกษ์ที่หมุนรอบตัวเองอาจมีความสว่างแตกต่างกันไปเนื่องจากรูปร่างของดาว

ตัวแปรทรงรี

ระบบดาวคู่เหล่านี้อยู่ใกล้กันมาก โดยส่วนประกอบของระบบจะไม่เป็นทรงกลมเนื่องจากปฏิสัมพันธ์ของแรงดึงดูด เมื่อดาวหมุน พื้นที่ผิวของดาวที่หันเข้าหาผู้สังเกตจะเปลี่ยนแปลงไป และส่งผลต่อความสว่างของดาวเมื่อมองจากโลก^{[ 176 ]}ในปี พ.ศ. 2463 Pi ⁵ Orionisเป็นระบบแรกที่ตรวจพบปรากฏการณ์นี้ได้อย่างชัดเจน^{[ 177 ]}เส้นโค้งความสว่างของระบบเหล่านี้มักมีรูปร่างคล้ายไซน์ การเปรียบเทียบกับเส้นโค้งความเร็วเชิงรัศมีมักจะเพียงพอที่จะระบุได้ว่าระบบนั้นเป็นทรงรีหรือไม่^{[ 176 ]}เบาะแสเพิ่มเติมเกี่ยวกับตัวแปรทรงรีคือการโค้งมนของเส้นโค้งความสว่างที่จุดสูงสุด ผลกระทบจากการสะท้อน ซึ่งแต่ละส่วนประกอบส่องสว่างซีกโลกที่อยู่ตรงข้ามกับดาวคู่ที่อยู่ใกล้เคียง เป็นความซับซ้อนเพิ่มเติมในการวิเคราะห์วงโคจรและรูปร่าง^{[ 177 ]}

สำหรับ ดาวฤกษ์ ที่มีสนามแม่เหล็กสูงพื้นผิวของดาวจะไม่สว่างสม่ำเสมอ แต่จะมีบริเวณที่มืดและสว่างสลับกัน (คล้ายกับจุดบนดวง อาทิตย์ ) ชั้น โครโมสเฟียร์ ของดาว ก็อาจมีความสว่างแปรผันได้เช่นกัน เมื่อดาวหมุนรอบตัวเอง จะสังเกตเห็นความแปรผันของความสว่างเพียงไม่กี่ส่วนสิบของแมกนิจูด

ตัวแปร FK Comae Berenices

ดาวเหล่านี้หมุนเร็วมากเมื่อเทียบกับดาวที่วิวัฒนาการแล้ว (~100 กม./วินาที ที่เส้นศูนย์สูตร ) ​​ดังนั้นจึงมี รูปร่างเป็น ทรงรีพวกมันเป็นดาวยักษ์เดี่ยว (เห็นได้ชัด) ที่มีประเภทสเปกตรัม G และ K และแสดงเส้นการปล่อยโครโมสเฟียร์ ที่รุนแรง ตัวอย่างของดาวประเภทหายากนี้ ได้แก่FK Com , V1794 CygniและYY Mensae [ ^{180 ] [ 181 ] คำ}อธิบายที่เป็นไปได้สำหรับการหมุนอย่างรวดเร็วของดาว FK Comae คือพวกมันเป็นผลมาจากการรวมตัวกันของระบบดาวคู่ (สัมผัส) ^{[ 182 ]}

ดาวแปรแสงกลุ่มดาวมังกร

ดาว BY Draconis เป็นดาวแปรแสงชนิดหนึ่งที่พบได้ทั่วไป มีสเปกตรัมคลาส F, G, K หรือ M ซึ่งแปรผันน้อยกว่า 0.5 แมกนิจูด (การเปลี่ยนแปลงความสว่าง 70%) โดยมีคาบเวลาไม่กี่วัน สนามแม่เหล็กของดาวฤกษ์สร้างรูปแบบที่ไม่สม่ำเสมอของจุดมืดและจุด สว่าง ทั่วพื้นผิว ซึ่งถูกพาเข้าและออกจากแนวสายตาโดยการหมุนของดาวฤกษ์ ดาวเหล่านี้มักจะยังอายุน้อยและหมุนเร็ว พวกมันแสดงเส้นการปล่อยแสงที่รุนแรงในสเปกตรัม เมื่อดาวมีอายุมากขึ้น ปฏิสัมพันธ์ของสนามแม่เหล็กกับลมดาวฤกษ์จะดึงอัตราการหมุนลง ทำให้ระดับกิจกรรมลดลง^{[ 183 ]}

ดาวฤกษ์หลายดวงในช่วงสเปกตรัมตั้งแต่ระดับ F ถึง M รวมถึงดวงอาทิตย์ แสดงกิจกรรมบนพื้นผิวในระดับต่างๆ ซึ่งขับเคลื่อนโดยไดนาโมแม่เหล็ก กิจกรรมอาจกระจุกตัวอยู่ในช่วงละติจูด และแอมพลิจูดอาจเปลี่ยนแปลงไปตามเวลาโดยขึ้นอยู่กับวัฏจักรของดาวฤกษ์หนึ่งรอบหรือมากกว่านั้น ตัวอย่างเช่น ดวงอาทิตย์มีวัฏจักรของกิจกรรม เพียงรอบเดียว ซึ่งกินเวลาประมาณ 11 ปี โดยดวงอาทิตย์จะเปลี่ยนเป็นสีน้ำเงินมากขึ้นเล็กน้อยในช่วงที่มีกิจกรรมสูงสุด^{[ 184 ]}ช่วงเวลาที่ยาวนานของการไม่มีกิจกรรมของชั้นโครโมสเฟียร์บนดาวฤกษ์ที่มีกิจกรรมปกติเรียกว่าMaunder minimumเหตุการณ์ที่หายากนี้เกิดขึ้นกับดวงอาทิตย์ในช่วงศตวรรษที่ 17 แต่ ณ ปี 2012 ยังไม่มีการระบุอย่างแน่ชัดว่าเกิดขึ้นกับดาวฤกษ์ดวงอื่น^{[ 185 ]}

ตัวแปรเหล่านี้มีสนามแม่เหล็ก แต่ขาดกิจกรรมในชั้นโครโมสเฟียร์ที่สำคัญ

ตัวแปร Alpha ² Canum Venaticorum

ดาวแปรแสง Alpha ² Canum Venaticorum (α ² CVn หรือ ACV) เป็นดาวฤกษ์ที่มีสนามแม่เหล็กและคุณสมบัติทางเคมีที่แปลกประหลาด จัดอยู่ในกลุ่มสเปกตรัม B0–F0 ซึ่งแสดงความผันผวน 0.01 ถึง 0.1 แมกนิจูด (1% ถึง 10%) เนื่องจากความแตกต่างของปริมาณธาตุที่กระจายตัวอย่างไม่สม่ำเสมอทั่วพื้นผิวดาว กล่าวคือ พวกมันมี "จุดทางเคมี" นอกจากนี้ยังแสดงความแปรผันของสเปกตรัมและสนามแม่เหล็กขณะที่หมุนอย่างช้าๆ^{[ 186 ]}สาเหตุของการกระจายพลังงานที่ไม่สม่ำเสมอในดาวฤกษ์เหล่านี้เชื่อว่าเกิดจากการบดบัง เส้นสเปกตรัมที่เพิ่ม ขึ้น เนื่องจากเส้นสเปกตรัมทางเคมีมีความเข้มมากขึ้นจากปรากฏการณ์ซีแมนส่งผลให้เกิดความร้อนเพิ่มขึ้นในบางชั้นของบรรยากาศ เนื่องจากฟลักซ์ UV ถูกแปลงเป็นแถบแสงที่มองเห็นได้ผ่านการอุ่นกลับ^{[ 187 ]} ดาว แปรแสงประเภทนี้ตั้งชื่อตามดาว Ap ดวง แรก ที่แสดงความแปรผันของโฟโตเมตริกที่ปรับเปลี่ยนตามการหมุน คือAlpha ² Canum Venaticorum ^{[ 188 ]}

ตัวแปร SX Arietis

ดาวเหล่านี้เป็นอนาล็อกอุณหภูมิสูงของตัวแปร α ² CVn ซึ่งประกอบด้วยดาว Bp ที่มีแม่เหล็กและเคมีที่แปลกประหลาด โดยมีอุณหภูมิประสิทธิผลสูงกว่า 10,000 K พวกมันแสดงความผันผวนของความสว่างประมาณ 0.1 แมกนิจูดที่เกิดจากจุดทางเคมี โดยมีคาบวัฏจักรที่ตรงกับอัตราการหมุน^{[ 189 ]}

พัลซาร์ที่มีการเปลี่ยนแปลงทางแสง

พัลซาร์จำนวนน้อยถูกตรวจพบในแสงที่มองเห็นได้ดาวนิวตรอนเหล่านี้มีการเปลี่ยนแปลงความสว่างขณะที่หมุน เนื่องจากการหมุนที่รวดเร็ว การเปลี่ยนแปลงความสว่างจึงเกิดขึ้นอย่างรวดเร็วมาก ตั้งแต่ระดับมิลลิวินาทีไปจนถึงไม่กี่วินาที ตัวอย่างแรกและเป็นที่รู้จักดีที่สุดคือพัลซาร์ปูสาเหตุที่แท้จริงของการปล่อยแสงเป็นจังหวะนี้ยังไม่ชัดเจน แต่อาจเกี่ยวข้องกับการแผ่รังสีซินโครตรอนของอิเล็กตรอนในแมกนีโตสเฟียร์ชั้นนอก^{[ 190 ]}

ตัวแปรภายนอกมีการเปลี่ยนแปลงความสว่างเมื่อมองจากผู้สังเกตการณ์บนโลกเนื่องจากแหล่งกำเนิดภายนอก สาเหตุที่พบบ่อยที่สุดประการหนึ่งคือการมีดาวคู่ร่วมอยู่ด้วย ทำให้ดาวทั้งสองรวมกันเป็นดาวคู่เมื่อมองจากบางมุม ดาวดวงหนึ่งอาจบดบัง อีกดวง หนึ่ง ทำให้ความสว่างลดลง หนึ่งในดาวคู่บดบังที่มีชื่อเสียงที่สุด และเป็นดาวคู่แรกที่ถูกค้นพบคือAlgolหรือ Beta Persei (β Per) ^{[ 191 ]}

ระบบดาว คู่ บดบังแบบแยก เดี่ยวสองเส้นเป็นเครื่องมือที่มีประโยชน์สำหรับการทดสอบความถูกต้องของแบบจำลองวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยการตรวจสอบประเภทสเปกตรัมของส่วนประกอบและเส้นโค้งแสงรวมของพวกมัน มวลและรัศมีของดาวทั้งสองดวงสามารถกำหนดได้อย่างแม่นยำ ภายใต้สมมติฐานที่ว่าดาวทั้งสองดวงก่อตัวขึ้นในเวลาเดียวกัน แบบจำลองนี้สามารถใช้เพื่อคาดการณ์ประวัติของพวกมันและดูว่าตรงกับรัศมีปัจจุบันของส่วนประกอบหรือไม่^{[ 6 ]}

ตัวแปร Algol เกิดสุริยุปราคาโดยมีจุดต่ำสุดหนึ่งหรือสองจุดคั่นด้วยช่วงเวลาที่มีแสงเกือบคงที่ ต้นแบบของกลุ่มนี้คือAlgolในกลุ่มดาวเพอร์เซอุสระบบส่วนใหญ่ที่มีเส้นโค้งแสงแบบ Algol เป็นระบบดาวคู่แบบแยกจากกัน อย่างไรก็ตาม คำจำกัดความบางอย่างของตัวแปร Algol ใช้กับระบบดาวคู่แบบกึ่งแยกจากกัน ซึ่งองค์ประกอบหนึ่งได้เติมเต็มกลีบ Roche ของมันและกำลังถ่ายโอนมวลไปยังดาวคู่^{[ 192 ]}ระบบเหล่านี้เรียกว่าระบบ Algol แบบคลาสสิก โดย Algol เองก็เป็นระบบกึ่งแยกจากกันระบบหนึ่ง^{[ 193 ]}

ตัวแปรคาบคู่ (DPVs) มีลักษณะคล้าย Algol ^{[ 194 ]}ประกอบด้วยระบบไบนารีแบบกึ่งแยก โดยที่ดาวหลักมีมวลอย่างน้อยเจ็ดเท่าของดวงอาทิตย์ และดาวรองมีมวล 1–3 เท่าของดวงอาทิตย์ ซึ่งกำลังล้นขอบเขต Roche lobe ดาวหลักโคจรรอบจานสะสมมวลขนาดใหญ่ที่มีความหนาแน่นเชิงแสงสูง ระบบนี้แสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างเป็นคาบยาวประมาณ 35 เท่าของคาบการโคจร ดาวผู้ให้ที่มีขนาดเล็กกว่าถูกล็อกด้วยแรงโน้มถ่วงกับคาบการโคจร และการหมุนอย่างรวดเร็วนี้อาจขับเคลื่อนไดนาโมแม่เหล็ก ซึ่งอาจทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงคาบยาวขึ้นโดยการปรับอัตราการถ่ายโอนมวล^{[ 195 ]}ตัวอย่างของ DPV คือV393 Scorpii ^{[ 194 ]}

ดาวแปรแสงเบตาไลรา (β Lyr) เป็นระบบดาวคู่บดบังกันอย่างใกล้ชิด ตั้งชื่อตามดาวต้นแบบเบตาไลราหรือเชลิแอค ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงขององค์ประกอบทำให้สมาชิกอย่างน้อยหนึ่งตัวก่อตัวเป็นรูปทรงวงรี ส่งผลให้เส้นโค้งแสงเปลี่ยนแปลงอย่างต่อเนื่องแม้กระทั่งนอกช่วงบดบัง ในระบบเบตาไลรา องค์ประกอบหนึ่งกำลังล้นออกจากขอบเขตโรช ทำให้เกิดการแลกเปลี่ยนมวล การไหลของสสารนี้กำลังเพิ่มคุณลักษณะให้กับเส้นโค้งแสง^{[ 196 ]}ดาวแปรแสงประเภทเบตาไลราหลายดวงยังเป็นดาวแปรแสงแบบคาบสองเท่า รวมถึงเบตาไลราเองด้วย^{[ 197 ]}

W Serpentis เป็นต้นแบบของระบบดาวคู่กึ่งแยกที่มีดาวยักษ์หรือดาวยักษ์มากถ่ายโอนมวลไปยังดาวที่มีมวลมากและกะทัดรัดกว่า ดาวดวงหลังนี้มีจานสะสมมวลที่ทึบแสง และอัตราการถ่ายโอนมวลสูงกว่าในดาวแปรแสง Algol พวกมันมีลักษณะเฉพาะและแตกต่างจากระบบ β Lyr ที่คล้ายกันตรงที่มีการปล่อยรังสี UV ที่รุนแรงจากจุดร้อนของการสะสมมวลบนจานวัสดุ เส้นโค้งแสงอาจมีสัญญาณรบกวนและคาบการโคจรมักจะแปรผันได้^{[ 198 ]}

ดาวในกลุ่ม W UMa ของตัวแปรสุริยุปราคาแสดงคาบการโคจรน้อยกว่าหนึ่งวัน ส่วนประกอบต่างๆ อยู่ใกล้กันมากจนพื้นผิวของพวกมันเกือบจะสัมผัสกัน พวกมันถูกเรียกว่าดาวคู่สุริยุปราคาแบบสัมผัสเกิน และพวกมันมีเปลือกหุ้มร่วมกัน ส่งผลให้ประเภทสเปกตรัมไม่เปลี่ยนแปลงระหว่างการโคจร วงโคจรของพวกมันเป็นวงกลมและส่วนประกอบต่างๆ หมุนแบบซิงโครนัสกับคาบการโคจร^{[ 199 ]}

ดาวฤกษ์ที่มีดาวเคราะห์จะแสดงการเปลี่ยนแปลงความสว่างหากดาวเคราะห์โคจรผ่านระหว่างโลกกับดาวฤกษ์ สำหรับดวงอาทิตย์ การเปลี่ยนแปลงนี้เกิดขึ้นกับดาวเคราะห์ที่อยู่ต่ำกว่าโลก ได้แก่ดาวพุธและดาวศุกร์ [ ^{200 ] สำหรับ}ดาวเคราะห์นอกระบบ การเปลี่ยนแปลงเหล่านี้จะน้อยกว่าที่เห็นกับดาวคู่ แต่สามารถตรวจจับได้โดยใช้การสังเกตการณ์ทางโฟโตเมตริกที่มีอัตราส่วนสัญญาณต่อสัญญาณรบกวน สูงเพียงพอ ตัวอย่างเช่นHD 209458 , WASP - 43 ^{[ 201 ]}และดาวเคราะห์และดาวเคราะห์ที่คาดว่าจะเป็นดาวเคราะห์ทั้งหมดที่ตรวจพบโดยภารกิจอวกาศ KeplerและTESS

• นักแสดงรับเชิญ
• ตัวแปรไม่ปกติ
• รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบที่โคจรผ่านหน้าดาวฤกษ์
• รายชื่อดาวแปรแสง

• Eddington, AS; Plakidis, S. (1929). "ความไม่สม่ำเสมอของคาบเวลาของดาวแปรแสงคาบยาว" . ประกาศรายเดือนของราชสมาคมดาราศาสตร์ . 90 (1). ลอนดอน สหราชอาณาจักร: 65– 71. doi : 10.1093/mnras/90.1.65 . สืบค้นเมื่อ17 กุมภาพันธ์ 2023 .

• สมาคมผู้สังเกตการณ์ดาวแปรแสงแห่งอเมริกา
• ประเภทความแปรปรวนของ GCVS
• สมาคมดาราศาสตร์ยอดนิยม – ส่วนดาวแปรแสง