دانشنامه ستاره شناسی ( س )

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر انفجاری Eruptive variable stars ستاره های متغییری که با تغییرات نوری شدید وناگهانی که گهگاهی در کرموسفر یا تاج آنها رخ می دهد شناخته می شوند.این ستاره ها گاهی دارای حالت پرتاب مواد از پوسته خود هستند و به صورت بادهای ستاره ای نیز با محیط اطراف خود در گیر می شوند. این ستاره ها با ستاره های متغییر انفجاری مخرب که درآن کل ساختمان ستاره تحت تاثیر قرار می گیرد ویا ناشی از برهمکنش با قرص برافزایشی است متفاوت می باشد. این دسته از چندین زیر گروه تشکیل شده است: FU  جباری(FU ) – ستارگان رده گاما ذات الکرسی (GCAS) - تی ثوری (IT) - R  اکلیل شمالی(RCB)    -RS  سگان شکاری (RS) - S DORADUS (SDOR) - ستارگان زبانه ای - ستارگان ولف رایت(W) –ستارگان BY  اژدهایی - ستارگان متغییر نامنظم(I) – ستارگان متغییر سحابی ای- ستارگان UV قیطسی(UV)

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر انفجاری مخرب CV Variables, Cataclysmic variable بطور کلی به ستاره هایی که دارای تغییرات نوری نامنظم بصورت انفجار هستند گفته می شود. این دسته از متغییرها دچار انبساط و انقباض آرام نمی شوند بلکه مواد لایه های سطحی خود را که از یک ستاره پف کرده می آید را به طور ناگهانی و به شدت پرتاب می کنند.گهگاهی این فورانها تغییرات بسیار شدیدی را در درخشندگی ستاره به وجود می آورند. این گروه می تواند شامل نواخترها, ستاره های نواختر تجدیدشونده , ستاره های متغییر نواختر مانند, ستاره های درخششی ,نواخترهای کوتوله ,بعضی از چشمه های اشعه ایکس وبقیه ستاره های انفجاری باشد.این ستاره ها در حقیقت ستاره های دوتایی بسیار نزدیکی هستند وانفجار بدلیل برهمکنش بین دومولفه بوجود می آید.دومولفه در حالت عادی یکی ستاره ای کم جرم است که لب روچه خودراپر کرده ودیگری که به عنوان ستاره اصلی شناخته می شود ستاره ای از نوع کوتوله سفید است.گاز وغبار از نقاط لاگرانژی ستاره کم جرمتر به سمت کوتوله سفید جاری می شود واز آنجاییکه اندازه حرکت مواد زیاد است بطور مستقیم به سطح کوتوله سفید نمی رسد بلکه با تشکیل قرص برافزایشی به مرور به آن اضافه می شوند.در نقطه برخورد مواد, لکه نورانی وداغ بوجود می آید که موجب افزایش درخشندگی سیستم می شود.دوره افزایش نورانیت بین دهها روز چند ماه وحتی چند سال متغییر است که با دوره های نامنظم رخ می دهند.تغییرات آهنگ سقوط مواد بر قرص برافزایشی ووجود ناپایداری در قرص برافزایشی ازمهمترین دلایل انفجارات ذکر شده اند.ستاره هایی که بدلیل قرار گیری ظاهری نسبت به خط دید دارای گرفت نیز هستند در شناخت هرچه بیشتر این گونه ستاره ها بسیار موثرند. نکته : این ستاره ها را نباید با ستاره های انفجاری (eruptive variable stars )اشتباه گرفت . برای کسب اطلاعات بیشتر به سایت زیر مراجعه نمایید http://www-phys.llnl.gov/Research/CataclysmicVariables/ سایتی جالب دربر گیرنده فهرستی از ستاره های متغییر انفجاری

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر بتا شلیاقی Beta Lyrae variables گونه ای از ستاره های دوتایی گرفتی(در کنار دو گونه دیگر) بسیار نزدیک بهم که در آن مواد از یک ستاره به شکل قرص بر افزایشی به سوی دیگری جریان می یابد.ستاره بتا شلیاقی سومین ستاره روشن صورت فلکی شلیاق اولین ستاره کشف شده این گروه است.متغییربودن این ستاره در سال 1784 توسط جان گودریچ کشف شد.اولین نمودار تغییرات روشنایی این ستاره در سال 1859 توسط argelanderتهیه شدواز این به بعد ستاره ای از گونه ستاره های دوتایی گرفتی معرفی شد.عمل طیف سنجی که در سال 1890 انجام شد هم دوتایی بودن طیفی آن را نشان داد.بدلیل شکل خاص منحنی نوری آن که به شکل کوهان شتر نیز تشبیه شده استG.W.Meyersدرسال 1898 پیشنهاددادکه دو ستاره با توجه به اثرات جزرومدی به سمت هم کشیده شده وتغییر شکل داده اند.ستاره اصلی , ستاره غولی از رده طیفی B8.5IIIبوده و در فاصله 882 سال نوری قرار دارد وقدر آن بین 3/3 و4/4 طی دوره 93854/ 12 روزه تغییر می کند این دوره کوتاه بیانگر نزدیکی دو ستاره می باشد.طیف ستاره همدم به دلیل جریان مواد به سوی ستاره دیگر مقداری گیج کننده است. ازطرف دیگر جرم آن بین 4تا 5 برابر ستاره اصلی است.با توجه به جرم بیشتر این ستاره همدم باید روشن تر از دیگری باشد که این طور نیست واین دانشمندان را سردر گم کرد.مطالعات جدید از این نظریه حمایت می کنند که ابری از مواد دریافتی از ستاره اصلی به صورت یک قرص بر افزایشی این ستاره همدم را احاطه کرده وموجب تیره شدن ظاهری آن شده است.ستاره اصلی که ستاره ای غول است محدوده لب روچه((ROCHE LOBE خود را پر کرده ومواد آن از نقطه لاگرانژی درونی به سمت ستاره دیگر جریان یافته واطراف آن یک قرص برافزایشی تشکیل داده است.آهنگ انتقال مواد یک صد هزارم جرم خورشید درسال است.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر بتا قیفاووسی ستاره های متغییر بتا کلب اکبری Beta Cephi star ستاره های متغییر تپنده با دوره کوتاه مدت از رده طیفی O8  تا B6بادوره زمانی تغییرات نوری وسرعت های شعاعی بین یک دهم تا شش دهم روزه وتغییرات قدری بین 01/0 تا 3/0 .این ستارگان با نام ستارگان بتا سگ بزرگ هم شناخته می شوند.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر بیضوی Ellipsoidal variables ستاره های متغییر چرخشی که عضو ستاره های دوتایی بسیار نزدیک بوده (البته بدون تماس فیزیکی )وبر اثر گرانش ستاره همدم، هر دو یا یکی از آنها تغییر شکل داده ،از کروی خارج شده وبیضوی شده اند.تغییرات نوری ناشی از تغییر مساحت سطح نورانی ستاره به سمت زمین می باشد. این ستاره هارا نمی توان از ستاره های متغییر ذاتی به حساب آورد بلکه می توان آنها را با عنوان ستاره های دوتایی بیضوی شناخت. مقدار تغییرات نوری کمتر از دو دهم قدر است چرا که اگر ستاره ها از مقداری بهم نزدیکتر شوند موجب پارگی واز هم گسیختگی آنها خواهد شد. اگر دو ستاره با وجود شرایط مناسب زاویه دید، از دید زمینیان موجب گرفتگی هم شوند مقدار تغییرات نوری آنها بیشتر خواهد شد مانند آنچه که در ستارگان متغییر بتای شلیاقی رخ می دهد. این ستاره ها با نماد ELL  هم شناخته می شوند.   واژه مرتبط:ستاره های متغییر SX  حملی

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر تپشی Pulsating variable stars در مرحله ای از تکامل ستارگان ،درخشندگی(دمای سطحی)، شکل طیف وبرونداد انرژی آنها کم وزیاد شده وبا انقباض وانبساط های دوره ای ، لایه های بیرونی اندازه ستاره هم متناوبا" کم وزیاد می شود. در اینجا اصطلاحا"گفته می شود که ستاره به یک ستاره متغییر تپشی تبدیل شده است.بطور خلاصه می توان دلیل این تغییرات را در رخ دادن واکنشهای هسته ای متناوب که بعضی انرژی ساز وبعضی انرژی مصرف کن هستند وموجب تولید عناصر شیمیایی مختلف در ستاره می شوند دانست. تغییرات قطر ستاره می تواند هم شعاعی وهم غیر شعاعی باشد.اگر تغییرات شعاعی باشد بطورسرتاسری در کل سطح ستاره رخ داده وشکل ستاره کروی باقی می ماند(حالتی که در بیشتر ستاره های متغییر تپشی ابرغول و غول رخ می دهد) اما اگر تغییرات به شکل غیر شعاعی باشند(مانند ستارگان متغییرمتعلق به زیر گروه ZZ  قیطسی) امواجی در سطح ستاره رخ می دهد که منجر به اشکال پیچیده سطحی ودوره های تناوبی پیچیده ای می شود. دارای چندین زیر گروه می باشد: 1-ستارگان متغییر میرایی(M)    2-ستارگان متغییر قیفاووسی(CEP)   3-ستارگان نیمه منظم (SR) 4- ستارگان RR  شلیاقی(RR)    5-ستارگان متغییر نامنظم    6-ستارگان متغییر W  سنبله ای(CW)   7-ستارگان دلتای سپری(DSCT) 8-ستارگان بتای قیفاووسی(BCEP) 9- ستارگان متغییر ZZ  قیطسی(ZZ) 10 –ستارگان RV ثوری(RV)   نکته:این ستاره های متغییر با پالسارها یا تپنده ها(PULSAR) متفاوت می باشند.   منبع: کتاب اطلاعات ستاره شناسی پاتریک مور

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر تپشی نیمه منظم Semi regular pulsating stars گونه ای از ستارگان متغییر تپشی از رده های طیفی بالا(از رده های M –C-S).در بیشتر موارد تغییرات نوری آنها بسیار کم است بطوریکه گهگاهی کسی متوجه آنها نمی شود.دراین ستاره ها هیچ دو دوره پشت سرهمی از لحاظ شکل نمودار قدر مشابه نیستند.تغییرات قدری آنها کمتر از ستارگان متغییر میرایی بوده ودوره تناوب آنها هم بین 20 تا 1000 روز می باشد.دارای چند زیر گروه می باشد:SRa  ابرغولهایی که شکل و طول دوره آنها تقریبا" پایدار است(مانند ستاره Z دلوی) SRb ستارگانی که دارای دوره هایی با نظم کمتری هستند(مانند ستاره  R  اکلیل شمالی ) SRc ابرغولهایی سرخ (مانند ستاره مو قیفاووسی)      SRd ابرغولهای نارنجی تا زرد از رده طیفی F  تا K (مانند ستاره SX  جاثی) روشن ترین ستارگان متغییر نیمه منظم ،ستاره ابط الجوزا در صورت فلکی جبار است .مدارکی وجود دارد که نشان می دهد گاهی قدر آن به ستاره رجل جبار هم رسیده است.دوره تناوب آن 2110 روز است.اندازه ظاهری ستاره به 48هزارم ثانیه قوسی می رسد که به اندازه ای است که بتوان بکمک تلسکوپهای بزرگ تغییرات سطحی آن را مشاهده کرد.در بیشترین نورانیت درخشندگی آن به 15000 برابر خورشید می رسد درحالیکه جرم آن تنها 10 تا 20 برابر جرم خورشید است این ستاره در آینده به یک ابرنواختر تبدیل خواهد شد ودر آن زمان احتمالا" از قدر 9 منفی مشاهده خواهد شد. نمونه دیگر ستاره مو قیفاووسی ( ویلیام هرشل بدلیل رنگ خاصش آنراستاره گارنت نامیده است) تغییرات نور آن بین 3.4 تا 5 می باشد وطول دوره آن نیز در حدود 730 روز است.نمون دیگر ستاره آلفای جاثی است.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر تی ثوری T taurus variable stars ستاره هایی جوان ،سبک وزن با وزن کمتر از 3 برابر جرم خورشید ودارای سنی کمتر از 10 میلیون سال که هنوز در حالت انقباض گرانشی بسر می برند.این ستاره ها در مرحله بین پیش ستاره بودن تا تبدیل شدن به ستاره ای از رشته اصلی هستند.این ستاره ها تنها در سحابیها یا خوشه های خیلی جوان مشاهده می شوند.از رده طیفی G  تا M  هستند دارای طیفی با خطوط جذبی پهن وخطوط نشری قوی (بیشتر مربوط به هیدروژن-آْلفا)می باشند.درخشندگی آنها از ستارگان رشته اصلی مشابه باهمان رده طیفی بیشتر بوده وفراوانی لیتیوم آنها زیاد است که این نشان دهنده جوان بودن آنهاست چراکه این عنصر درون ستارگان بسرعت از بین می رود. این ستارگان معمولا" دارای قرص برافزایشی اطرافشان که بازمانده زمان شکل گیری شان است می باشند.  گروه ستارگان نامنظم ثوری T را تپش های بسیار سریع آنها وتغییرات نوری شان مشخص می کنند.تغییرات نوری می توانند ناشی از تغییر شکلهای درون قرص برافزایشی،فعالیتهای شدید در جو ستاره ویا ناشی از وجود ابرهای گاز وغبار که در نزدیکی آنها وجود دارد باشند. براساس ویژگیهای طیف سنجی که ناشی از حالت قرص شان می باشد می توان این ستارگان را به دو گروه تقسیم کرد: ستارگان تی ثوری کلاسیک وستارگان تی ثوری با خطوط ضعیف.گروه اول دارای قرصی قوی هستند که منجر به خطوط نشری قوی گردیده وگروه دوم دارای قرصی هستند که بسیار ضعیف بوده ویا دیگر وجود ندارد.گروه دوم دارای اهمیت زیادی هستند چراکه بیانگر وضعیت ستارگان در مراحل اولیه شکل گیری ومستقل از مواد سحابی می باشند.مقداری از مواد قرص ناپدید شده می تواند در شکل گیری پیش سیاره اطراف ستاره نقش داشته باشد.براساس تخمین ها در حدود 60 درصد ستارگان تی ثوری که که جوان تر از 3 میلیون سال سن دارند احتمالا" دارای قرص بوده درحالیکه ستارگانی که سن آنها در حدود 10 میلیون سال است تنها ده درصدشان دارای قرص اطرافشان هستند.این ستارگان دارای تابش قوی در ناحیه مادن قرمز هم می باشند. ستارگان متغییر FU  جباری دارای نزدیکی زیادی با این گروه هستند.نزدیکترین ستارگان تی ثوری در ابر مولکولی ثور و رو حوایی(rho Ophiuchus) قرار دارند که هر دو در فاصله حدود 460 سال نوری می باشند.ستاره تی در صورت فلکی ثور سر دسته این ستارگان می باشد ودرون یک ابر تاریک قرار گرفته است.خورشید خودمان هم در طی مرحله تکامل زمانی رابه شکل ستاره تی ثوری سپری کرده است. این ستارگان متعلق به دسته ستارگان انفجاری بوده با نماد IT  هم شناخته می شوند.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر چرخشی Rotating variable stars ستاره هایی که با چرخش بدور خود ظاهرا" نورشان تغییر می کند.این تغییرات یا ناشی از تغییرات نورانیت سطحی ویا ناشی از شکل غیر کروی ستاره(به ستاره های دوتایی بیضوی مراجعه نمایید) است.تغییرات نورانیت سطحی یا ناشی وجود لکه های بزرگ تیره در سطح (مانند ستاره های BY  اژدهایی) ویا اثرات مغناطیسی(مانند ستاره های آلفا دو سگان شکاری ویا SX حملی) می باشد.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر دلتای سپری Delta scuti stars گونه ای ستاره های متغییر که تغییر درخشندگی آنها منظم و ناشی از تپشهای شعاعی وغیر شعاعی بوده و تغییرات درخشندگی آنها بین 0.003 تا 0.9 قدر در دوره زمانی چند ساعته(بین 0.25 تا 5 ساعت) می باشد.در ستاره های شناخته شده ،دامنه تغییرات وطول زمان تغییرات بسیار متفاوت است.این ستاره ها از جمعیت I از رده طیفی A0  تا F5  واز گونه غول یا ستارگان رشته اصلی هستند.سردسته این ستاره ها ستاره دلتا سپری (صورت فلکی سپر)می باشد که تغییرات قدر ظاهری آن بین 4.6 تا 4.79 ودوره زمانی تغییرات هم 4.65 ساعت است.ستاره بتا اسدی نیز از این رده می باشد.این ستاره ها دارای نسبت نزدیکی با ستارگان متغییر AL  بادبان هستند وگهگاهی با نام ستارگان قیفاووسی کوتوله هم شناخته می شوند.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر ذاتی Intrinsic variables ستاره های متغییری که تغییرات نور آنها ناشی از تغییرات درخشندگی خود ستاره وتغییرات ناشی از سیر مراحل تکامل می باشد ونه تغییر شکل های هندسی و فرآیندهای خارجی مانند گرفتگی توسط ستاره دیگر . گروه دیگر شامل متغییرهای غیر ذاتی می گردد. این گروه شامل ستاره های متغییر زیر می شود: 1-       ستاره های متغییر تپشی شامل ستاره های قیفاووسی،ستاره های RR  شلیاقی ،RV ثوری ،متغییرهای بلند دوره (مانند ستارگان میرایی ومتغییرهای نیمه منظم)وستاره های تپشی غیر شعاعی(مانند ستارگان ZZ قیطسی) 2-       ستاره های متغییر انفجاری شامل ستاره های UV قیطسی، FU  جباری ،گاما جباری ،R  اکلیل شمالی ، RS سگان شکاری ،S ماهی طلایی ،ستارگان ولف رایت ،ستاره های متغییر جباری(شامل ستاره های تی ثوری،YY جباری ومتغییرهای نامنظم) 3-       ستاره های متغییر انفجاری مخرب: شامل ابرنواخترها،نواخترها ،نواخترهای تجدید شونده ،ستاره های  Uجوزایی،ستاره های مغناطیسی(شامل ستاره های AM  جاثی وDQ  جاثی) وستاره های سیمبیوتیک (شامل ستاره های Z آندرومدایی) 4-       ستاره های متغییر اشعه ایکسی

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر غیر ذاتی Extrinsic variable stars ستاره های متغییری که تغییرات نور آنها مانند متغییرهای ذاتی ناشی از تغییرات درونی ستاره نیست بلکه ناشی از اثرات خارجی مانند گرفتگی توسط ستاره دیگر ،اختفاء ،چرخش واثرات گرانشی اجرام دیگر می باشد. این گروه شامل ستاره های زیر می گردد: 1-ستاره های دوتایی گرفتی شامل ستاره های الغولی، بتا شلیاقی و W دب اکبری 2- ستاره های متغییر چرخشی شامل ستاره های متغییر آلفا دو سگان شکاری،BY  اژدهایی ،متغییرهای بیضوی ،ستاره های متغییر FK کمایی و ستاره های متغییر SX حملی

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

   

	ستاره های متغییر قیفاووسی Cepheid variables   ستاره متغییر تپشی که از نوع غول زرد یا ابرغول می باشد.دلیل نام گذاری این است که اولین ستاره این گونه ستاره دلتا در صورت فلکی قیفاووس بوده است.افزایش نورانیت  این متغییرها،سریعتر از کاهش نورانیت شان رخ می دهد. به عنوان مثال خود ستاره دلتا-قیفاووس در مدت ١/۵روز به بیشینه درخشندگی خود می رسد در حالی که در مدت۴روز به کمینه خود می رسد. در نمودار هرتسپرونگ راسل این ستاره ها قسمت رشته اصلی را ترک کرده وبه قسمت بالا وسمت راست رشته اصلی و سمت چپ ستاره های غول منتقل شده اند.این ستاره ها در اولین ناپایداری بعد از عبور از رشته اصلی به سر می برند.در این ناپایداری های منظم٬ قطر ستاره تاحد 30 درصد کم وزیاد می شود.این تغییرات در مقدار درخشندگی نیز با همان شکل وجود دارد.دمای سطحی ستاره نیز با کم شدن قطر کم وبا زیاد شدن قطر زیاد می شود.در سال١۹١۲، « هنریتا لیویت» از دانشگاه هاروارد با بررسی۲۵ستاره متغیر قیفاووسی در ابر ماژلانی کوچک متوجه نتیجه جالبی شد: هر چه دوره تناوب تغییرات نوری یک متغیر قیفاووسی بلندتر باشد، درخشندگی مطلق آن بیشتر است. این یافته کشف بزرگی در فاصله سنجی ستاره ها و خوشه های ستاره ای محسوب می شود . در این روش با اندازه گیری دوره تناوب می توان قدر مطلق ستاره راتعیین کرد و با کمک قدر ظاهری اش فاصله ستاره وحتی کهکشان میزبان از ما تعیین می شود. در سال١۹١۷«هارلو شپلی» با این روش فاصله ما را از مرکز کهکشان به دست آورد.گفتنی است با کمک این ستاره های متغییر می توان به تخمین فاصله خوشه ها یا کهکشانهای میزبانشان تا فاصله حدود ده میلیون سال نوری پرداخت.   ستاره های متغییر قیفاووسی برحسب دامنه تغییرات ودوره تناوبشان به دو زیر گونه تقسیم شده اند: ستاره های متغییر کلاسیک  و رده Wسنبله ای (W VIRGINIS) که دارای تفاوتهای ناچیزی با رده قبلی هستند. دسته اول ستارگان جوانی هستند که در مرحله ناپایداری نمودار هرتسپرانگ- راسل به سر می برند. این نوع متغییرها در بخش مسطح کهکشان یافت می شوند و متعلق به خوشه های باز می باشند. بین شکل منحنی نوری آنها و مقدار دوره تناوبشان رابطه معینی وجود دارد.دسته دوم هم  جزء ستارگان پیر کهکشان ما هستند و به همین دلیل در خوشه های کروی و در عرضهای کهکشانی بالا یافت می شوند. دوره تناوب تغییرات نوری این متغییر ها بین ۲ تا ۶۰ روز ، دمای میانگین آنها ۴۰۰۰ تا ۸۰۰۰ درجه و درخشندگی میانگین آنها بین ۳۰۰ تا ۴۰۰۰۰برابر خورشید است. ستاره قطبی نیز از این رده متغییرها می باشد. دلیل تپش این گونه ستاره ها:   ۱- وقتی که قیفاووسی فشرده می شود کدر می شود ۲-فوتونها در آن محبوس می شوند گاز را گرم می کنند وفشار آنرا بالا می برند ۳-گاز پرفشار متسع شده شفاف می گردد ۴-فوتونها میگریزند گاز خنک می شود وفشار فروکش می کند ۵-با افت فشار قیفاووسی در اثر گرانش منقبض می گردد ۶- مراحل بالا تکرار می گردد   این دوره تا وقتی ادامه می یابد که قیفاووسی در باریکه ناپایداری (Instability strip)یعنی ناحیه ای از نمودار H-R  قرار بگیرد که ستارگان ناپایدارند ونبض می زنند.   چگونگی کشف ستاره دلتا قیفاووسی:     با اقتباس از کتاب شناخت گیتی نوشته پرفسور باربارا رایدن ترجمه مهندس آزادمنش وسایت http://www.variable.nssra.ir/

   

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر گاما ذات الکرسی Gamma casseopiae variable stars ستارگان متغییر انفجاری و با سرعت چرخش بالایی که از نوع غول آبی بوده ومعمولا" از رده طیفیBeIII  تا BeIV  هستند.این ستارگان در دوره هایی نامنظم پوسته هایی ازلایه هایی بیرونی خود را به بیرون پرتاب می کنند بنابراین در طیفشان خطوط جذبی قوی وتیزی خود نمایی می کندمواد پرتاب شده هم می توانند از نورانیت آن تا 1.5 قدر کم کنند. مواد پرتابی می تونند به شکل حلقه باشند(رده ستارگان متغییرBe) ویا تشکیل یک پوسته در اطرافشان دهند(رده ستارگان پوسته ای ( اولین ستاره گروه یعنی ستاره گاما صورت فلکی ذات الکرسی قدرش معمولا" زیر 2 است اما در حوالی سال 1930 میلادی قدرش به 1.6 و سپس قدرش به 3.2 رسید .اکنون قدر این ستاره در حدود 2.2  باقی مانده است. دومین ستاره گروه ستاره Pleione از ستاره های خوشه پروین می باشد.

پاسخ به:دانشنامه ستاره شناسی ( س )

ستاره های متغییر مغناطیسی Magnetic variable stars  گونه ای ستاره های متغییر انفجاری مخرب در سیستمهای ستاره ای دوتایی نزدیک بهم که در آن یک کوتوله سفید اصلی دارای میدان مغناطیسی قوی بوده که این میدان منجر به تغییرات شعاعی جریان مواد در سیستم دوتایی می شود.این گروه با توجه به شدت میدان مغناطسی شان به دو زیر گروه ستارگان AM  جاثی(یا polars) وستارگان DQ  جاثی(یا ستارگان نیمه polars) تقسیم می شوند. این گروه با نام ستاره های دوتایی مغناطیسی انفجاری مخرب هم شناخته می شوند.