Faixa de instabilidade - Instability strip
O termo não qualificado faixa de instabilidade geralmente refere-se a uma região do diagrama Hertzsprung-Russell em grande parte ocupada por várias classes relacionadas de pulsante estrelas variáveis : Variável Delta Scuti , variáveis SX phoenicis , e rapidamente oscilantes estrelas Ap (roAps) perto da sequência principal ; Variáveis RR Lyrae onde cruza o ramo horizontal ; e as variáveis Cefeidas onde cruza as supergigantes.
As variáveis RV Tauri também são freqüentemente consideradas como estando na faixa de instabilidade, ocupando a área à direita das Cefeidas mais brilhantes (em temperaturas mais baixas), uma vez que suas pulsações são atribuídas ao mesmo mecanismo.
Posição no diagrama de RH
O diagrama de Hertzsprung-Russell representa a luminosidade real das estrelas em relação à sua temperatura efetiva (sua cor , dada pela temperatura de sua fotosfera ). A faixa de instabilidade cruza a sequência principal (a banda diagonal proeminente que vai da esquerda superior para a direita inferior) na região das estrelas A e F (1–2 massa solar ( M ☉ )) e se estende até G e início de K supergigantes brilhantes (M iniciais se, no mínimo, estrelas RV Tauri estão incluídas). Acima da sequência principal, a grande maioria das estrelas na faixa de instabilidade são variáveis. Onde a faixa de instabilidade cruza a sequência principal, a grande maioria das estrelas são estáveis, mas existem algumas variáveis, incluindo as estrelas roAp.
Pulsações
Estrelas na faixa de instabilidade pulsam devido ao He III ( hélio duplamente ionizado ). Em estrelas AFG normais, ele é neutro na fotosfera estelar . Mais abaixo da fotosfera, em cerca de 25.000-30.000 K, começa a camada de He II (primeira ionização de He). A segunda ionização (He III) começa em cerca de 35.000–50.000K.
Quando a estrela se contrai, a densidade e a temperatura da camada de He II aumentam. He II começa a se transformar em He III (segunda ionização ). Isso faz com que a opacidade da estrela aumente e o fluxo de energia do interior da estrela seja efetivamente absorvido. A temperatura da estrela aumenta e ela começa a se expandir. Após a expansão, He III começa a se recombinar em He II e a opacidade da estrela diminui. Isso diminui a temperatura da superfície da estrela. As camadas externas se contraem e o ciclo começa do início.
A mudança de fase entre as pulsações radiais de uma estrela e as variações de brilho depende da distância da zona He II da superfície estelar na atmosfera estelar . Para a maioria das Cefeidas, isso cria uma curva de luz observada distintamente assimétrica, subindo rapidamente ao máximo e caindo lentamente de volta ao mínimo.
Outras estrelas pulsantes
Existem vários tipos de estrelas pulsantes não encontradas na faixa de instabilidade e com pulsações acionadas por diferentes mecanismos. Em temperaturas mais frias estão as estrelas AGB variáveis de longo período . Em temperaturas mais altas estão as variáveis Beta Cephei e PV Telescopii . Bem na borda da faixa de instabilidade perto da sequência principal estão as variáveis Gamma Doradus . A banda das anãs brancas tem três tipos de regiões distintas de variáveis: DOV, DBV e DAV (= variáveis ZZ Ceti ) anãs brancas. Cada um desses tipos de variável pulsante tem uma faixa de instabilidade associada, criada por regiões de ionização parcial de opacidade variável, exceto hélio.
A maioria das supergigantes de alta luminosidade são um tanto variáveis, incluindo as variáveis Alpha Cygni . Na região específica das estrelas mais luminosas acima da faixa de instabilidade encontram-se as hipergigantes amarelas que têm pulsações e erupções irregulares. As variáveis de azul luminoso mais quente podem estar relacionadas e mostrar variações espectrais e de brilho semelhantes de curto e longo prazo com erupções irregulares.