ซูเปอร์โนวา
ซูเปอร์โนวาจำพวกที่ 2 (Supernova type II)เป็นการระเบิดที่เกิดขึ้นจากการสิ้นอายุของดาวฤกษ์มวลมากมาย ufabet เกิดขึ้นได้เนื่องมาจากที่วิธีการฟิวชันที่ศูนย์กลางของดาวใช้เชื้อเพลิงกระทั่งหมดเกลี้ยงทำให้ดาวมีการยุบอย่างเร็วถึงจุดหนึ่งจะมีการสะท้อนกลับมา กระทั่งทำให้เนื้อสารที่่อยู่บริเวณแกนดาวพุ่งกระจัดกระจายออกมาบริเวณ การปะทุครั้งยิ่งใหญ่นี้มีอุณหภูมิสูงมากมายกระทั่งสามารถหลอมกำเนิดธาตุใหม่ที่หนักกว่าธาตุเหล็ก โดยซูเปอร์โนวาจำพวกนี้ปรากฎเส้นดูดไฮโดรเจนในสเปกตรัม
1.2.2 โนวา (Novae) การแปรเปลี่ยนแสงสว่างเป็นผลมาจากการปะทุในระยะเวลาสั้นๆในระบบดาวคู่แบบสนิทสนม ที่มีสมาชิกดวงหนึ่งเป็นดาวแคระแกร็นขาวซึ่งเคยเป็นแกนของดาวฤกษ์มวลปานกลางที่สิ้นอายุขัยไปแล้ว เมื่อสมาชิกดวงหนึ่งมีการระบายมวลสาร(ส่วนมากเป็นไฮโดรเจน) ลงสู่ผิวของดาวแคระแกร็นขาวที่เป็นคู่ของมัน มวลสารที่ถูกระบายนี้จะถูกแรงโน้มถ่วงของดาวเล็กแกร็นขาวล่อใจให้วนอยู่รอบดาวเรียกว่า แผ่นจับมวลสาร (accretion disk) การเสียดสีของมวลสารที่แผ่นจับมวลสาร จะมีผลให้กำเนิดพลังงานความร้อนที่สูงมากมาย เมื่อมวลสารกลุ่มนี้ตกลงสู่ผิวดาวเพิ่มมากขึ้นกระตุ้นแล้วส่งผลให้มีการเกิดอุณหภูมิสูงซึ่งเป็นตัวกระตุ้นให้กำเนิดปรมาณูฟิวชัน กระตุ้นแล้วส่งผลให้มีการเกิดการปะทุขึ้นมา เรียกว่า โนวา โดยมากแล้วดาวเล็กแกร็นขาวจะสะสมมวลสารตรงเวลา 10,000 ถึง 100,000 ปีการปะทุโนวานี้ไม่ทำให้ดาวที่เกิดการปะทุถูกทำลายเสมือนซูเปอร์โนวา
2.3 โนวาแบบกำเนิดบ่อยๆ(Recurrent Novae) มีกลไกการแปรเปลี่ยนแสงสว่างคล้ายกับโนวา แม้กระนั้นโนวากลุ่มนี้ใช้เวลาสะสมไฮโดรเจนไม่กี่ปีสำหรับการจุดชนวน คาบการปะทุมากยิ่งกว่า 200 วันแบบอย่างของโนวากลุ่มนี้เป็น ดาวหน พิกซีดิส (T Pyxidis) อยู่ห่างจากโลกราว 15,600 ปีแสง มีสมาชิกที่เป็นดาวฤกษ์เหมือนดวงตะวันแล้วก็ดาวแคระแกร็นขาว ufabet การปะทุนี้จะเกิดขึ้นทุกๆ20 ปี จากภาพที่11 แสดงรูปถ่ายของโนวาแบบกำเนิดบ่อยๆของดาวคราว พิกซีดิส เมื่อถ่ายรูปด้วยกล้องถ่ายรูปที่ตั้งอยู่บนโลกจะมองเห็นได้ว่าโนวาประเภทนี้มีเปลือกที่เป็นวงแหวนที่ราบเรียบซึ่งมีเส้นผ่าศูนย์กลางราว 1ปีแสง แต่ว่าเมื่อถ่ายรูปด้วยกล้องส่องทางไกลอวกาศฮับเบิลจะมองเห็นได้ว่าเปลือกที่มองเห็นราบเรียบด้วยกล้องส่องทางไกลบนผืนโลกนั้นมี ก้อนแก็สโดยประมาณหนึ่งพันก้อน แต่ละก้อนที่มีขนาดพอๆกับระบบสุริยะ
โนวาเล็กแกร็น (Dwarf Novae) กำเนิดในระบบดาวคู่ที่มีสมาชิกดวงหนึ่งเป็นดาวเล็กแกร็นขาวที่ได้รับมวลสารจากดาวสมาชิกที่เป็นคู่ของมัน โนวาแคระแกร็นดวงแรกที่เจอในกลุ่มนี้เป็น ดาวยู เจไม่นอรัม (U Geminorum) ถูกศึกษาและทำการค้นพบในปี ค.ศ 1855 ในช่วงเวลานั้นไม่มีผู้ใดรู้กลไกการเกิดกระทั่งปีค.ศ 1974 ทำให้รู้ว่า โนวากลุ่มนี้เป็นผลมาจากการเพิ่มขึ้นของกำลังส่องสว่างของแผ่นจับมวลสารคล้ายกับการเกิดโนวาบนดาวเล็กแกร็นขาว ufabet แม้กระนั้นมีกลไกการที่แตกต่าง ซึ่งโนวามีเหตุมาจากฟิวชันจากไฮโดรเจนที่เพิ่มเข้ามา แต่ว่าโนวาเล็กแกร็นมีต้นเหตุมาจากความไม่เสถียรของแผ่นจับมวลสาร เมื่อแก็สที่อยู่ในแผ่นจับมวลสารมีอุณหภูมิวิกฤตค่าหนึ่ง ทำให้แก็สมีการแปลงความหนืด (แก็สยิ่งอุณหภูมิสูงยิ่งมีความหนืดสูงซึ่งไม่เหมือนกับของเหลวที่ ยิ่งอุณหภูมิสูงจะมีความหนืดลดน้อยลง) ผลก็คือมันจะยุบลงบประมาณนดาวเล็กแกร็นขาวแล้วก็ปล่อยพลังงานที่เกิดขึ้นมาจากพลังงานศักย์โนมถ่วงเป็นจำนวนมาก สิ่งที่แตกต่างอีกประการหนึ่งเป็นโนวากลุ่มนี้มีกำลังส่องสว่างน้อยกว่าและก็มันบางทีอาจจากกำเนิดซำ้ได้อีกโดยใช้ช่วงเวลาตั้งแต่วันถึงทศวรรษ
ดาวซิมไบโอตำหนิก (Symbiotic Stars) ufabet เป็นดาวแปรแสงสว่างที่มีการแปรแสงสว่างแบบไม่บ่อยนัก มีแอมพลิจูดของการเปลี่ยนค่าความสว่างระหว่าง 9 ถึง 11มีตอนความสว่างสูงสุดนานเป็นทศวรรษ แล้วหลังจากนั้นจะเบาๆลดน้อยลงไปยังความสว่างเดิม ดาวแปรแสงสว่างกลุ่มนี้มีต้นเหตุที่เกิดจากดาวฤกษ์ที่อยู่ในระบบดาวคู่ที่มีสมาชิกดวงหนึ่งเป็นดาวยักษ์แดงหรือบางครั้งอาจจะเป็นดาวแปรแสงสว่างจำพวกไมร่ารวมทั้งดาวเล็กแกร็นขาว ดาวยักษ์แดงจะขยายตัวจนถึงเต็มผิวสมมุติผิวหนึ่งเรียกว่า ผิวหุ้มห่อโรช ส่งผลให้เกิดการระบายมวลสารจากดาวยักษ์แดงไปยังดาวแคระแกร็นขาว นำมาซึ่งการก่อให้เกิดการสั่งสมมวลรอบดาวแคระแกร็นขาวถึงจุดหนึ่ง มวลสารจะถูกพ่นออกเหตุเพราะปฏิกิริยาปรมาณูฟิวชั่นด้วยอุณหภูมิสูงสุดราวๆ 200,000 เคลวิน ยังไรก็ตามการปะทุนี้มวลของดาวแคระแกร็นขาวจะน้อยกว่ามวลข้อจำกัดจันทรเศขร โดยเหตุนี้ข้างหลังการปะทุจะยังเหลือดาวแคระแกร็นขาวอยู่
ดาวอาร์ วัวโรที่นา โบเรียลิส (R Coronae Borealis Stars) เป็นดาวยักษ์ใหญ่สีเหลืองไม่เหมือนกับดาวแปรแสงสว่างทั่วๆไป โดยดาวแปรแสงสว่างจำพวกนี้ตัวดาวสว่างอยู่สุดแต่อยู่ๆดาวจะลดความสว่างลงอย่างเร็ว ufabet การลดน้อยลงของความสว่างนี้เพราะว่าธาตุคาร์บอนที่อยู่ในชั้นบรรยากาศของดาวมากขึ้น แล้วก็มีการควบแน่นเป็นฝุ่นละอองอย่างเฉียบพลันจนกระทั่งทำให้แสงสว่างดาวถูกบล็อก ทำให้ความสว่างของดาวต่ำลง สถานะการณ์นี้จะเบาๆกลับสู่ภาวะเดิมจากความดันการแผ่รังสี (Radiation pressure) ดาวต้นแบบของดาวแปรแสงสว่างกลุ่มนี้เป็น ดาวอาร์ วัวโรทุ่งนา โบเรียลิส อยู่ในกรุ๊ปดาวมงกุฏเหนือ ปกติแล้วดาวดวงนี้จะมีค่าความสว่างปรากฎโดยประมาณ 6 แม้กระนั้นตอนที่เกิดความสว่างลดน้อยลงมีค่าความสว่างปรากฎโดยประมาณ 14
- การเปลี่ยนแสงสว่างจากปัจจัยภายนอก (Extrinsic Variables) การเปลี่ยนแปลงแสงสว่างของดาวแปรแสงสว่างจำพวกนี้เป็นผลมาจากปัจจัยภายนอกดาวหรือ การหมุนรอบกายเองของดาว สามารถแยกประเภทได้ 2 จำพวก ดังต่อไปนี้
2.1 ดาวคู่อุปราคา (eclipsing binary) การเปลี่ยนแปลงแสงสว่างของดาวแปรแสงสว่างจำพวกนี้มีเหตุที่เกิดจากสมาชิกสองดวงในระบบดาวคู่แบบสนิทสนม (สมาชิกทั้งคู่ดวงอยู่ใกล้กันมากมายจนกระทั่งไม่สามารถที่จะแลเห็นสมาชิกทั้งคู่ดวงแยกออกมาจากกันได้ถึงแม้สังเกตการณ์ด้วยกล้องถ่ายภาพโทรทรรศ์ขนาดใหญ่ขนาดไหนก็ตาม) เขยื้อนเข้ามาปรากฎมองเห็นบังกันเม่ือเทียบกับผู้พินิจ ราบเส้นทางโคจรของระบบดาวคู่แบบสนิทสนมนี้เกือบจะอยู่ในแนวสายตา ทำให้สามารถมองเห็นการเปลี่ยนแสงสว่างที่เกิดขึ้นมาจากดาวทั้งคู่ดวง เขยื้อนท่ีบังกัน (eclipse)สามารถพินิจแผนภูมิแสงสว่าง (light curve) ที่บันทึกข้อมูลการลดน้อยลงหรือเพิ่มข้ึนของความสว่างจากระบบดาวคู่ที่เวลาต่างๆกัน รูปแบบของแผนภูมิแสงสว่างท่ีมีการลดน้อยลงของเส้นแผนภูมิ หมายความว่ามีการโคจรบังกันด้านในระบบดาวตามแนวสังเกตการณ์
โดยถ้าเกิดสมาชิกดวงสว่างโคจรไปอยู่ข้างหลังสมาชิกที่สว่างน้อยกว่าลักษณะแผนภูมิแสงสว่างที่ได้ณ ตอนนั้น จะมีการน้อยลงของแสงสว่างจำนวนที่มากมาย เรียกเป็นอุปราคาเบื้องต้น(primary eclipse) และก็เรียกเวลานั้นเป็นค่าต่ำสุดแรกเริ่ม (primary minimum) ในทางตรงกันข้าม ถ้าหากสมาชิกที่สว่างน้อยกว่า โคจรไปอยู่ข้างหลังสมาชิกดวงสว่างมากมาย แผนภูมิแสงสว่างที่ได้ก็จะมีการน้อยลงของแสงสว่างเช่นเดียวกัน แต่ว่าลดน้อยลงในจำนวนท่ีน้อยกว่า เรียกว่า เป็นอุปราคาทุติยภูมิ(secondary eclipse) รวมทั้งเรียกเวลานั้นว่า เป็นค่าต่ำสุดทุติยภูมิ (secondary minimum) การหมุนรอบกันของระบบดาวคู่หน่ึงรอบ จะมีการบังกันที่ทำให้จำนวนแสงสว่าง น้อยลงสองคร้ัง ซ่ึงเวลาท่ีระบบดาวคู่หมุนรอบกันครบรอบโดยบริบูรณ์เรียกว่า คาบ(period) ufabet ระบบดาวคู่อุปราคาสามารถจัดหมวดหมู่ออกได้ตามรูปแบบของแผนภูมิแสงสว่างที่ได้จากการสังเกตการณ์ได้ 3 ชนิด โดยเรียกชื่อดาวตามดาวที่เป็นต้นแบบของแต่ละชนิดดังต่อไปนี้
2.1.1 ชนิดอัลกอล (Algol) หรือเครื่องหมายอย่างสั้นๆเป็นEA สมาชิกทั้งคู่ดวงของระบบดาวคู่อุปราคาจำพวกนี้จะอยู่ห่างกันพอเหมาะพอควร อุปราคาแรกเริ่มลึก แต่ว่าอุปราคาทุติยภูมิตื้น ufabet หมายความว่าดาวแรกเริ่มสว่างกว่าดาวทุติยภูมิ จัดเป็นระบบดาวคู่แบบแยกกัน (Detached Binary Systems)
2.1.2 ชนิดอนุภาคเบตาไลรี (Beta Lyrae) หรือเครื่องหมายอย่างสั้นๆเป็นEB มีสมาชิก 2 ดวงที่เป็นดาวยักษ์ (Giants) หรือดาวยักษ์ใหญ่ (Super Giants)ที่มีความหนาแน่นต่ํารวมทั้งมีขนาดแตกต่างกัน สมาชิกทั้งคู่ดวงอยู่ไม่ห่างกันมากมายส่งผลให้เกิดแรงโน้มถ่วงระหว่างกันสูงทําให้ดาวมีรูปร่างรี ufabet (Oval Shape) ครั้งคราวอาจมีการระบายมวลจากสมาชิกดวงหนึ่งไปยังสมาชิกอีกดวงที่เป็นคู่ จัดเป็นระบบดาวคู่แบบครึ่งหนึ่งแยกกัน (Simi Detached Binary Systems)
2.1.3 ชนิดดับเบิลยูเอ้อร์ซาเมพบริส (W UrsaMajoris) หรือเครื่องหมายอย่างสั้นๆหมายถึงEWลักษณะแผนภูมิแสงสว่างที่ปรากฏจะมีความคล้ายคลึงกันกับแผนภูมิแสงสว่างของดาวคู่จำพวกเบตา ไลรี ufabet แต่ว่าเหตุเพราะสมาชิกทั้งคู่ดวงมีพัฒนาการจนถึงเต็มผิวหุ้มห่อโรช ทําให้สมาชิกทั้งคู่ดวงแตะต้องกัน และก็มีการใช้บรรยากาศด้วยกันทำให้สมาชิกทั้งคู่ดวงมีความสว่างเท่าๆกัน แผนภูมิแสงสว่างที่ปรากฏจะชี้ให้เห็นถึงความลึกของอุปราคาแรกเริ่มแล้วก็อุปราคาทุติยภูมิมีขนาดความลึกเกือบจะเสมอกัน จัดเป็นระบบดาวคู่แบบแตะต้องกัน (Contact Binary Systems)
2.2 ดาวแปรแสงสว่างแบบหมุน (Rotating Variables)ดาวฤกษ์จะมีวัฏจักรของการเกิดจุดปรากฎขึ้น(Starspots) รอบๆจุดนี้มีอุณหภูมิต่ำลงมากยิ่งกว่าบริเวณรอบๆทำให้พื้นที่ผิวของดาวปรากฎเป็นจุดสีหมู่กว่ารอบๆอื่นๆระหว่างที่ดาวหมุนรอบตนเองแล้วหันด้านที่มีจุดมากมายมายังผู้พิจารณา ทำให้ความสว่างโดยรวมของดาวน้อยกว่า เมื่อดาวหันด้านที่มีจุดมืดน้อยกว่ามายังผู้พิจารณา โดยเหตุนี้ค่าความสว่างที่แปรไปมิได้เกิดขึ้นได้เนื่องมาจากการเปลี่ยนคุณลักษณะทางด้านกายภาพของดาวแม้กระนั้นมีต้นเหตุจากการหมุนของดาว ufabet แบบอย่างของดาวแปรแสงสว่างแบบหมุนเป็นดาวบีวาย ดราโกนิส (BY Draconis) ซึ่งเป็นแปรแสงสว่างที่อยู่ในแถบลำดับหลัก มีสเปกตรัมในตอน Kหรือ M
