Pruh nestability - Instability strip
, Neodborný termín pás nestability se obvykle vztahuje k oblasti diagramu Hertzsprung-Russell z velké části obsazené několika příbuzných tříd pulzující proměnných hvězd : Hvězdy typu Delta Scuti , SX phoenicis proměnné a rychle oscilující hvězdy Ap (roAps) v blízkosti hlavní posloupnosti ; RR Lyrae proměnné, kde protíná horizontální větev ; a proměnné Cepheid, kde překračuje superobry.
Proměnné RV Tauri jsou také často považovány za ležící na pásu nestability, zabírající oblast napravo od jasnějších cefeidů (při nižších teplotách), protože jejich pulzace jsou přičítány stejnému mechanismu.
Poloha na diagramu HR
Hertzsprung-Russell diagram vykresluje skutečný jas hvězd proti jejich efektivní teplotu (jejich barvu , danou teplotou jejich fotosféry ). Pruh nestability protíná hlavní sekvenci (prominentní diagonální pásmo, které probíhá od horního levého do pravého dolního rohu) v oblasti hvězd A a F (1–2 sluneční hmotnost ( M ☉ )) a zasahuje do G a raného K jasní superobři (jsou zahrnuty rané M, pokud jsou zahrnuty minimálně hvězdy RV Tauri). Nad hlavní sekvencí je drtivá většina hvězd v pásu nestability proměnná. Tam, kde pruh nestability protíná hlavní sekvenci, je drtivá většina hvězd stabilní, ale existuje několik proměnných, včetně hvězd roAp.
Pulzace
Hvězdy v pásu nestability pulzují díky He III (dvojnásobně ionizované helium). Za normálních hvězd AFG je ve hvězdné fotosféře neutrální . Hlouběji pod fotosférou, přibližně 25 000–30 000 K, začíná vrstva He II (první ionizace He). Druhá ionizace (He III) začíná přibližně na 35 000–50 000 K.
Když se hvězda stáhne, hustota a teplota vrstvy He II se zvýší. He II se začne transformovat na He III (druhá ionizace ). To způsobí, že se zvýší neprůhlednost hvězdy a energetický tok z nitra hvězdy se účinně absorbuje. Teplota hvězdy stoupá a začíná expandovat. Po expanzi začne He III rekombinovat do He II a opacita hvězdy klesá. Tím se snižuje povrchová teplota hvězdy. Vnější vrstvy se smršťují a cyklus začíná od začátku.
Fázový posun mezi radiálními pulzacemi hvězdy a variacemi jasu závisí na vzdálenosti zóny He II od hvězdného povrchu ve hvězdné atmosféře . U většiny cefeidů to vytváří výrazně asymetrickou pozorovanou světelnou křivku, která rychle stoupá na maximum a pomalu klesá zpět na minimum.
Další pulzující hvězdy
Na pásu nestability a s pulzacemi poháněnými různými mechanismy se nenachází několik typů pulzujících hvězd. Při chladnějších teplotách jsou dlouhodobě proměnné hvězdy AGB . Při vyšších teplotách jsou Beta Cephei a PV Telescopii , proměnné. Přímo na okraji pásu nestability poblíž hlavní sekvence jsou proměnné Gamma Doradus . Pásmo bílých trpaslíků má tři různé typy proměnných oblastí: DOV, DBV a DAV (= proměnné ZZ Ceti ) bílých trpaslíků. Každý z těchto typů pulzujících proměnných má přidružený pruh nestability vytvořený dílčími ionizačními oblastmi s proměnlivou opacitou jinými než hélium.
Většina supergiantů s vysokou svítivostí je poněkud variabilní, včetně proměnných Alpha Cygni . Ve specifické oblasti více svítivých hvězd nad pásem nestability se nacházejí žluté hyperobry, které mají nepravidelné pulzace a erupce. Žhavější světelné modré proměnné mohou souviset a vykazují podobné krátkodobé a dlouhodobé spektrální a jasové variace s nepravidelnými erupcemi.