Полоса нестабильности - Instability strip
Неквалифицированное термин нестабильность полоса , как правило , относится к области диаграммы Герцшпрунга-Рассел во многом занимаемой нескольких связанных классах пульсирующего переменных звезд : Дельта Скути переменных , переменный SX Phoenicis и быстро осциллирующие звезды Ара (roAps) вблизи главной последовательности ; Переменные RR Лиры там, где она пересекает горизонтальную ветвь ; и переменные цефеиды в местах пересечения сверхгигантов.
Переменные RV Тельца также часто считаются лежащими на полосе нестабильности, занимая область справа от более ярких цефеид (при более низких температурах), поскольку их пульсации приписываются одному и тому же механизму.
Положение на диаграмме ЧСС
Диаграмма Герцшпрунга-Рассел участки реальной светимости звезд против их эффективной температуры (их цвета , заданной температурой их фотосферы ). Нестабильность полоса пересекает главную последовательность , (видную диагональную полосу , которая проходит от верхнего левого к нижнему правому) в области звезд А и F (1-2 солнечной массы ( M ☉ )) и продолжается до G и K раннего яркие сверхгиганты (ранние M, если включены как минимум звезды RV Тельца). Выше главной последовательности подавляющее большинство звезд в полосе нестабильности являются переменными. Там, где полоса нестабильности пересекает главную последовательность, подавляющее большинство звезд стабильны, но есть некоторые переменные, в том числе звезды roAp.
Пульсации
Звезды в полосе неустойчивости пульсируют за счет He III (дважды ионизованный гелий). У нормальных звезд AFG Он нейтрален в звездной фотосфере . Глубже под фотосферой, примерно при 25 000–30 000 К, начинается слой He II (первая ионизация He). Вторая ионизация (He III) начинается примерно при 35 000–50 000 К.
Когда звезда сжимается, плотность и температура слоя He II увеличиваются. He II начинает превращаться в He III (вторая ионизация ). Это приводит к увеличению непрозрачности звезды и эффективному поглощению потока энергии изнутри звезды. Температура звезды повышается, и она начинает расширяться. После расширения He III начинает рекомбинировать в He II, и непрозрачность звезды падает. Это снижает температуру поверхности звезды. Внешние слои сжимаются, и цикл начинается сначала.
Фазовый сдвиг между радиальными пульсациями звезды и вариациями яркости зависит от расстояния зоны He II от поверхности звезды в атмосфере звезды . Для большинства цефеид это создает отчетливо асимметричную наблюдаемую кривую блеска, быстро возрастающую до максимума и медленно опускающуюся до минимума.
Другие пульсирующие звезды
Есть несколько типов пульсирующих звезд, которые не встречаются на полосе нестабильности и пульсации которых вызываются разными механизмами. При более низких температурах - долгопериодические переменные звезды AGB . При более высоких температурах - переменные Beta Cephei и PV Telescopii . Прямо на краю полосы нестабильности возле главной последовательности находятся переменные Гамма Дорадус . Полоса Белых карликов имеет три отдельных типа областей переменных: DOV, DBV и DAV (= переменные ZZ Ceti ) белые карлики. Каждый из этих типов пульсирующей переменной имеет связанную полосу нестабильности, создаваемую областями частичной ионизации переменной непрозрачности, отличными от гелия.
Большинство сверхгигантов высокой светимости несколько изменчивы, включая переменные Альфа Лебедя . В определенной области более ярких звезд над полосой нестабильности обнаруживаются желтые гипергиганты, у которых наблюдаются нерегулярные пульсации и извержения. Более горячие светящиеся синие переменные могут быть связаны и показывать аналогичные краткосрочные и долгосрочные изменения спектра и яркости с нерегулярными извержениями.