Sefe değişeni veya Sefe (Cepheid), saltık aydınlatma gücü ile değişim süreleri arasında yüksek ilinti bulunan, özel bir değişken yıldızlar sınıfının üyelerine verilen addır. Türlerinin örneği olan Delta Sefe 1784 yılında John Goodricke tarafından gözlemlenmiştir.
Tansık (Mira) değişeni, adını Tansık (Mira) yıldızından alıp, ileri derecede al renge, 100 günden uzun atma süresine ve 1'den yüksek mutlak parlaklığa sahip, zonklayan değişen yıldızlar sınıfıdır.
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Delta Scuti değişenleri, dönemleri 0,3 günden kısa, A veya F tayf türünden, birkaç 0,001 kadirden 0,8 kadire kadar görsel bölge genliklerine sahip zonklayan değişenlerdir. H-R diyagramındaki kararsızlık kuşağı içinde yer alırlar. δ Scuti'lerin H-R diyagramındaki konumları üstten klasik sefeler, alttan ise zonklayan beyaz cücelerle sınırlı geniş bir alandır. Bu derece geniş bir alanda yıldız çeşitliliği oldukça fazladır ve en genç disk popülasyonlarından yaşlı halo yıldızlarına kadar farklı yıldızlar δ Scuti türü değişenler grubuna girebilmektedir. Bu nedenle bir kısmı veya tüm grubu tarif eden çok farklı isimlerle de anılırlar; bunlardan bazıları cüce sefeler, RRs değişenleri, AI Velorum yıldızları, SX Phe yıldızları ve çok-kısa dönemli sefeler dir.
Uzun Dönemli Değişenler olarak da bilinen değişen yıldızlar, oldukça iyi çalışılmış ve homojen bir grub oluşturan zonklayan kırmızı değişenlerdir. Uzun Dönemli değişenler, F Tayfsal sınıfında parlak ve dev yıldızlardır, ama pek çok C, S ve tayf sınıfı M olan kırmızı devler ve AGB devleri de vardır.
Yarıdüzenli değişen yıldızlar yüksek ışınım gücüne sahip soğuk yıldızların hemen hemen tamamı değişkenlik gösterir. Bu onların temel karakteristiklerinden biridir. Bu nedenle geç tür yıldızlar arasından fotometrik standartlar bulmak oldukça güçtür.
Düzensiz değişenler, parlaklık değişimleri düzenli bir periyot göstermeyen değişen yıldızlardır. Düzensiz değişenler, patlayan ve zonklayan olmak üzere iki ana alt grupta incelenir:
RV Tauri değişenleri, maksimum ışıkta, tayflarında F ve G türü, minimum ışıkta ise G ve K türü yıldızların tipik çizgilerini gösteren parlak, sarı üstdevlerdir. Görsel bölge ışık eğrileri benzer minimumlar arası 30 – 150 günlük dönemlerle ardışık sığ ve derin minimumlar göstermektedir ve değişim genlikleri genellikle 2-3 kadir arasındadır. Bazı örneklerinde 3 kadiri geçebilmektedir. Çapsal zonklama yaparlar.
Alfa Cygni değişenleri, GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A üstdev yıldızları. Bu grupta sadece B ve A türü süperdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır. MK tayf sınıflamasına göre sahip oldukları ışınım sınıfları, artan ışınım gücü sırasıyla Ib, Iab, Ia ve Ia+ dır. H-R diyagramında yer alan en parlak üstdevlere üstündevler denir ve değişen yıldızlar olarak Parlak Mavi Değişenler (LBV) adı ile anılır. Buna göre Ia üstdevleri LBV-öncesi cisimler olarak da adlandırılmaktadır. Çok sayıda araştırmacı O, B ve A türü üstdevlerin tamamının değişen yıldız olduğunu göstermişlerdir. Bu üstdevlerden en parlak olanlarının göstermiş oldukları ışık değişim genlikleri, LBV'lerin sakin evrelerinde gösterdikleri mikrodeğişimlerle benzerdir. Değişim düzeyi tüm tayf türleri için artan ışınım gücü ile beraber artış göstermektedir.
Yıldız için bakınız: GD 358
Anakol öncesi yıldız yıldızlararası ortamdaki maddelerden yeni oluşmuş ve merkezlerinde nükleer tepkimeleri başlatacak sıcaklığa henüz erişmemiş yıldızlardır. Dolayısıyla çekimsel büzülme sonucu sıkışan yıldız maddesinin sağladığı enerji ile ışınım yapmaktadırlar. Anakol öncesi yıldızların ışınım enerjisini sağlayan bu büzülme türüne Kelvin-Helmholtz büzülmesi denmektedir. PMS yıldızları genellikle püsküren değişenler olarak dikkate alınmış ve GCVS de çok sayıda alt gruba bölünmüştür. Ancak bu sınıflama tamamen gösterdikleri fotometrik özelliklere göre yapıldığından, oldukça karmaşık bir gruplama ortaya çıkmıştır. Fiziksel anlamda birbirinden pek de farklı olmayan bazı yıldızlar ayrı alt gruplar oluşturmuşlardır. Örneğin RW Aur türü değişenler ile T Tauri yıldızları olarak adlandırılan düşük kütleli PMS yıldızları arasında fiziksel açıdan hiçbir fark yoktur. FU Ori türü değişenler ise evrimlerinin özel bir safhasında yer alan T Tauri yıldızlarıdır. Bu türden değişenlere bazen genel olarak Orion Değişenleri veya Orion Popülasyonu da denmektedir. Çünkü Orion yıldız oluşum bölgesinde, bahsedilen tüm türlerden yıldız bulabilmek mümkündür. Bu yıldızların çoğu hâlen oluştukları bulutsuların içinde yer aldıklarından “Bulutsu değişenleri” olarak da adlandırılmışlardır.
Parlak mavi değişenler, tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.
Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır. Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır veya hiç görünmez.
Beta Lyrae değişenleri, birincil ve ikincil yıldız örtülmelerinin farklı miktarlarda ışık azalmasına neden olması ve ışık eğrilerinin sürekli değişmesiyle karakterize edilen bir örten ikili yıldız türüdür. Tutulmalar dışındaki ışık değişiminde kesikli yapılar yoktur ve sürekli bir değişim söz konusudur. Bu koşullar altında tutulma başlangıcı ve bitişini ışık eğrisinden kestirebilmek oldukça zordur. GCVS'deki önerilere göre, EB ve EW türleri arasındaki ayrım, birincil ve ikincil minimum derinlikleri arasındaki farka bakılarak yapılmaktadır. Buna göre EB türü sistemlerin birincil minimum derinlikleri, ikincil minimum derinliklerine göre oldukça fazladır. Yörünge dönemleri genelde 1 günden daha uzundur ve baskın tayf türü B-A arasındadır.
FK Comae Berenices değişenleri hızlı dönen dev yıldızlardır ve ışık değişimleri, yüzey parlaklık dağılımlarının tekdüze olmamasından kaynaklanmaktadır. Yüzey parlaklık dağılımını tekdüzelikten saptıran temel etki soğuk, güneş benzeri fotosferik lekelerdir. Geç tür hızlı dönen dev yıldızlardır ve bu nedenle ileri düzeyde kromosferik etkinlik de gösterirler. Grubun prototipi FK Comae Berenices'in hızlı dönmesi göz önüne alınarak, W UMa türü değen çift yıldızların birbirleri içine girmesi sonucu oluştuklarına inanılmaktadır. Bu birleşme sonrasında yıldızı saran optik kalın bir zarf oluşmaktadır. Bu grup içine alınmış olan bazı yıldızlar yüksek dönme hızlarına sahip değildirler ve büyük olasılıkla tek A-türü yıldızların evrimleşmesi sonucu oluşmuşlardır. FK Com 2.4 günlük dönemi ile grubun en hızlı dönen yıldızıdır. GCVS'de listelenmiş sadece 4 tane FK Com türü yıldız bulunmaktadır. Son yıllarda yapılan çalışmalarla bu sayıya birkaç tane daha eklenmiştir. Gözlenen genlikleri birkaç 0.01 kadir ile birkaç 0.1 kadir arasında yer almaktadır. FK Com değişenleri için seçilmiş örnekler:
- UZ Librae: K2III tayf türünden bir dev ve tayfta izi görülmeyen, büyük olasılıkla M türü cüce bir bileşenden oluşmuş çift bir sistemdir. Yörünge dönemi 4.768 gündür. V bandında ışık değişim genliği 0.35 kadirdir. Sistemin fotometrik dönemi, yörünge dönemine çok yakın ve 4.74 gündür.
- OU Andromedae: G1III tayf türünden tek bir yıldızdır. Dönme dönemi 23 gündür. V bandında ışık değişim genliği 0.04 kadirdir. Hızlı dönen A-türü bir anakol yıldızının evrimleşmesi ile oluştuğu düşünülmektedir.
Beta Cephei değişenleri kısa dönemli ışık ve dikine hız değişimi gösteren, erken B türü dev ve altdevlerden oluşma bir gruptur. 2-7 saat arasında değerlere sahip dönemleri, dönme ve/veya çift sistem hareketleri ile açıklanamayacak derecede kısadır ve tek geçerli açıklama zonklama olmaktadır.
Gama Cassiopeiae değişeni (GCAS), yıldızının ekvator çevresinde bir gaz diskine sahip olan değişen yıldız türüdür. Madde çıkışı nedeniyle parlaklıkları düzensiz değişimler gösterir. Mekanizmaları kısmen hızlı döndürücüler olarak açıklansa da, hâlen gizemli olarak kabul edilirler. Bu yıldızlar, O7.5 ile F5 sınıfları arasındadır ancak tayfları çok genişletilmiş soğurma çizgileri ile karakterizedir. Dönme hızları 200–250 km/sn civarındadır ve yıldız yapısının bozulacağı noktadan çok uzak değildir.
Orion değişeni, düzensiz ve patlayan varyasyonlar sergileyen ve genellikle dağınık bir bulutsu ile ilişkilendirilen bir tür değişen yıldızdır. Bu genç yıldızların daha sonra düzenli ve değişken olmayan sıfır-yaş anakol yıldızı olacağı düşünülmektedir. Parlaklık dalgalanmaları çok çeşitli büyüklüklerde olabilir.
RS Canum Venaticorum değişenleri, GCVS'de RS olarak kodlanmış bir değişen yıldız türüdür.
Eskiden 53 Persei değişeni olarak bilinen yavaş zonklayan B tipi yıldız (SPB), bir tür zonklayan değişen yıldızdır. Ayrıca, uzun periyotlu zonklayan B yıldızı (LPB) olarak da adlandırılabilirler. Adından da anlaşılacağı gibi, yaklaşık yarım gün ile beş gün arasında değişen periyotlarla zonklayan spektral tipi B2 ila B9 ana kol yıldızlarıdır, fakat bu aralık içinde çoğu üye yıldızın birden fazla salınım periyoduna sahip olduğu bulunmuştur. Hem ışık emisyonlarında hem de spektral çizgi profillerinde değişkenlik gösterirler. Büyüklükteki değişimler genellikle 0,1 kadirden daha küçüktür, bu da çoğu durumda değişkenliğin çıplak gözle gözlemlenmesini oldukça zorlaştırır. Değişkenlik dalga boyu azaldıkça artar, bu nedenle ultraviyole spektrumda görünür ışıktan daha belirgindirler. Zonklamaları radyal değildir, yani hacimden ziyade şekil olarak değişir ve yıldızın farklı kısımları aynı anda genişler ve büzülür.
