Instabilitetsremsa

Den okvalificerade terminstabilitetsremsan hänvisar vanligtvis till en region av Hertzsprung–Russell-diagrammet som till stor del upptas av flera relaterade klasser av pulserande variabla stjärnor : Delta Scuti-variabler , SX Phoenicis-variabler och snabbt oscillerande Ap-stjärnor (roAps) nära huvudsekvensen ; RR Lyrae variabler där den skär den horisontella grenen ; och Cepheidvariablerna där den korsar superjättarna.

RV Tauri-variabler anses också ofta ligga på instabilitetsremsan och upptar området till höger om de ljusare Cepheiderna (vid lägre temperaturer), eftersom deras stjärnpulsationer tillskrivs samma mekanism.

Position på HR-diagrammet

HR-diagram för pulserande stjärnor

Hertzsprung –Russell-diagrammet plottar stjärnors verkliga ljusstyrka mot deras effektiva temperatur (deras färg , given av temperaturen på deras fotosfär ). Instabilitetsremsan skär huvudsekvensen , (det framträdande diagonalbandet som löper från det övre vänstra till det nedre högra hörnet) i regionen A- och F-stjärnor (1–2 solmassa ( M _☉ )) och sträcker sig till G och tidiga K ljusa superjättar (tidiga M om minst RV Tauri-stjärnor ingår). Ovanför huvudsekvensen är den stora majoriteten av stjärnorna i instabilitetsremsan variabla. Där instabilitetsremsan skär huvudsekvensen är de allra flesta stjärnor stabila, men det finns vissa variabler, inklusive roAp-stjärnorna.

Pulseringar

Stjärnor i instabilitetsremsan pulserar på grund av He III (dubbeljoniserat helium ). I normala AFG-stjärnor är han neutral i stjärnfotosfären . Djupare under fotosfären, vid cirka 25 000–30 000K, börjar He II-skiktet (första He-joniseringen). Andra joniseringen (He III) börjar vid cirka 35 000–50 000K.

När stjärnan drar ihop sig ökar densiteten och temperaturen i He II-skiktet. He II börjar förvandlas till He III (andra jonisering ). Detta gör att stjärnans opacitet ökar och energiflödet från stjärnans inre absorberas effektivt. Stjärnans temperatur stiger och den börjar expandera. Efter expansionen börjar He III att rekombineras till He II och stjärnans opacitet sjunker. Detta sänker stjärnans yttemperatur. De yttre lagren drar ihop sig och cykeln börjar från början.

Fasförskjutningen mellan en stjärnas radiella pulseringar och ljusstyrkavariationer beror på He II-zonens avstånd från stjärnytan i stjärnatmosfären . För de flesta cepheider skapar detta en distinkt asymmetrisk observerad ljuskurva, som snabbt stiger till maximalt och sakta faller tillbaka till minimum.

Andra pulserande stjärnor

Det finns flera typer av pulserande stjärna som inte finns på instabilitetsremsan och med pulseringar som drivs av olika mekanismer. Vid kallare temperaturer är den långa perioden variabla AGB- stjärnor. Vid varmare temperaturer finns variablerna Beta Cephei och PV Telescopii . Precis vid kanten av instabilitetsremsan nära huvudsekvensen finns Gamma Doradus-variabler . Bandet av vita dvärgar har tre separata regioner och typer av variabel: DOV, DBV och DAV (= ZZ Ceti variabler ) vita dvärgar. Var och en av dessa typer av pulserande variabel har en tillhörande instabilitetsremsa skapad av partiella joniseringsregioner med variabel opacitet än helium.

De flesta superjättar med hög ljusstyrka är något variabla, inklusive Alpha Cygni-variablerna . I det specifika området med mer lysande stjärnor ovanför instabilitetsremsan finns de gula hyperjättarna som har oregelbundna pulseringar och utbrott. De varmare ljusblå variablerna kan vara relaterade och visa liknande kort- och långtidsspektral- och ljusstyrkavariationer med oregelbundna utbrott .