Novalar
Nova olarak bilinen yıldızlar, bileşenleri birbirine yakın bulunan bir çift yıldız sistemidir ve bir patlama sonucu parlaklığı epeyce artar. Hatta normal koşullarda bazıları teleskopla bile görülemiyorken, patlamadan sonra gözlenebilir duruma gelirler. Sonrasında da bir kaç ay içinde eski parlaklığına kadar sönerler.
Bu patlama sırasında yıldız yok olmaz. Patlamanın, parlak, sıcak ve küçük olan ikinci bileşenin etrafında zamanla toplanan diğer yıldızdan gelen maddenin, bir süre sonra dengede kalamayıp beyaz cüce üzerine düşmesi ile oluştuğu düşünülmektedir. Bu toplanan madde beyaz cüce etrafında bir disk oluşturmakta ve bu toplanmanın süresi 10.000 ile 100.000 yıl aralığında olmaktadır. Beyaz cücenin çok sıcak yüzeyine çarpan bu toplanma maddesi aşırı ısınma nedeniyle çekirdek tepkimelerine girerek büyük miktarda enerji yayar. Bu da patlama olarak görülür.
Yinelenen novalar
200 güne kadar sürelerle patlamalar gösterirler. Kaydedilen gözlemler, bir ya da iki patlama olduğunu göstermektedir.
Cüce novalar
Bunlar özünde sönük yıldızlardır ve patlamalar arasında haftalar ya da aylar vardır. Bir kaç günlük sürede parlaklıkları 2 ila 5 kadir artar. Bunların da kendi aralarında üç alt türü bulunur. U Geminorum, Z Camelopardalis ve SU Ursae Majoris yıldızları. Bu adlar, alt türün ilk gözlenen örneği olan yıldızın adı ile tanımlanmaktadır.
U gem yıldızları
Ayrıca cüce nova olarak bilinirler. Ani ve önceden tahmin edilemeyecek derecede 5 ila 250 kat parlayan yıprak, yani yıldızın etkilendiği, bozulduğu tür çift yıldızlardır. En parlak olması için bir günden az süre gerekir ve birkaç gün ya da haftada sakin duruma dönerler.
Birkaç yüz tane bilinen üyesi vardır. Bir beyaz cüce (veya sıcak mavi bir cüce) yıldızla, genişlemiş bir turuncu veya kırmızı altdev yıldızdan oluşurlar. Her yıldızın kütlesi 0,5-1 Güneş kütlesi kadardır ve yörünge dönemi, yani birbirleri etrafında (aslında kütle merkezi etrafında) dönme süreleri 3-15 saat kadardır. Büyük yıldızdan gelen madde cüce yıldız etrafındaki toplanma diskine girerek sıcak bir nokta oluşturur ve iç kenarından cüce yıldızın yüzeyine kadar uzanır. Bu nedenle bir U Gem yıldızından gelen ışığın dört ana kaynağı vardır: beyaz cüce, soğuk dev olan ikinci yıldız, toplanma diski ve sıcak nokta.
Bu tür yıldızlar çoğu zaman küçük, bazen hızlı ışık değişimleri gösterirler. Ancak bazen hızla birkaç kadir parlar ve ardından birkaç gün ile aylar arasında değişen bir sürede normale döner. Bu parlamaların, beyaz cüce yüzeyinde hidrojence zengin malzemenin nükleer çekirdek birleşmelerine bağlı olarak patlamasından kaynaklandığı düşünülmektedir.
Patlamaların ayrıntıları sistemden sisteme farklılık gösterir, ancak herhangi bir U Gem yıldızı düzensiz aralıklarla patlar: aralık ne kadar uzun olursa parlaklık da o kadar çok artar. Türe adını veren U Gem adlı yıldızın kendisi, 40 ila 130 gün arasında değişen sürelerde büyüklük 13,5 kadir palaklığında kalır ve birkaç hafta içerisinde normal durumuna dönmeden önce, bir veya iki gün içinde 9,5 veya daha parlak bir seviyeye yükselir. Ayrıca, her 4 saat 11 dakikada bir, daha büyük çaplı, dev ikinci bileşenin beyaz cücenin önünden geçmesiyle parlaklık azalması gösterir.
Z cam yıldızları
Bu yıldızlar, normal U Gem tipi patlamaların yanı sıra rastgele duraklamalarla ayırt edilirler. Durgun durum genellikle bir patlamanın sonunda başlar ve birkaç gün ila 1.000 gün arasında sürebilen, maksimum parlaklıktan yaklaşık bir kadir sönük sabit bir parlaklık döneminden oluşur. Bu süreçte ortalama enerji çıkışı, bir patlamanın döngüsü esnasındaki enerjiden daha fazladır. Durağan durma, ikincil yıldızdan baş yıldızın etrafındaki toplama diskine kütle aktarım hızının, normal patlamaları üretmek için çok büyük olduğunda ortaya çıkar.
Bu türe adını veren Z Cam adlı yıldız, Dünya'dan yaklaşık 530 ışıkyılı uzaklıktadır ve belirlenen ilk cüce novadır. G-tipi (yani Güneş benzeri) bir cüce yıldızla beyaz ya da mavi bir cüceden oluşur. Yörünge dönemi 7 saat 21 dakikadır ve patlamalar ortalama 20 günde bir gerçekleşir. Bu yıldızın patlaması, ilk kez Çinliler tarafından İ.Ö. 77'de kaydedilmiştir.
SU UMa yıldızları
Bunlar, normal U Gem patlamalarından başka süper patlamalar gösterir. Her 3-10 normal patlama için bir kez görülen patlamalar 10-18 gün sürer ve normal maksimuma göre parlaklık 5 kat artar. Süper patlama yükselmesi, normal patlamanınkinden ayırd edilemez ancak süper patlama yaşanırken, süper kambur olarak bilinen sönük küçük dönemli parlaklık dalgalanmaları gözlenir.
SU UMa yıldızlarının hepsinin dönemi iki saatten daha kısadır. Ardarda iki süper patlama arasına süper çevrim adı verilir. Bu süre birkaç yüz gün kadardır. Çok azında daha uzun ya da kısa süreler gözlenmiştir. Buna göre de iki alt sınıf daha tanımlanmıştır.
Simbiotik (ortakyaşamlı) yıldızlar
Bu sistemlerde bir kırmızı dev ve bir beyaz cüce yarı-ayrık konumdadır. Yinelenen novalardan farklı olarak bu sistemlerde kırmızı devden yıldız rüzgarları biçiminde atılan madde yıldızların etrafında toplanarak bir bulutsu oluşturur ve beyaz cücenin etrafında yine bir disk oluşturur. Belirli durumlarda bu madde beyaz cüceye aktarılır ve sıcak yüzeyine çarpan madde patlamaya neden olur. Bu patlama diğer patlayan değişen yıldızlarınkine göre daha az düzenli ve daha küçüktür. Bu değişen tür de az görülür. Birkaç yüz tane bilinen yıldız vardır.
R Coronae Borealis (R CrB) yıldızları
Çoğu değişen yıldızdan farklı olarak, bu tür yıldızlar zamanlarının çoğunu maksimum parlaklıkta geçirirler. Ancak bazen düzensiz aralıklarla 9 kadir kadar sönerler. Normal maksimum parlaklıklarına dönmeleri için birkaç ay veya bir yıl geçmesi gerekir. Bu nadir görülen tür değişen yıldızlar içeriklerindeki karbon açısından zengindirler ancak hidrojen açısından fakirdirler. Bu parlaklık azalmalarının sistemden atılan karbonca zengin maddeden kaynaklandığı düşünülmektedir. Bu evrenin değişen yıldızlarda 1.000 yıl kadar sürdüğü düşünülmektedir. Haklarında çok fazla bilgi yoktur. 50 kadar bilinen R CrB yıldızı vardır.
Kaynak: http://www.atnf.csiro.au/
