Tira de inestabilidad - Instability strip
El término no calificado tira de inestabilidad general se refiere a una región del diagrama de Hertzsprung-Russell en gran parte ocupada por varias clases relacionadas de pulsante estrellas variables : las variables Delta Scuti , las variables SX Phoenicis , y rápidamente oscilantes estrellas Ap (roAps) cerca de la secuencia principal ; Variables RR Lyrae donde se cruza con la rama horizontal ; y las cefeidas donde cruza las supergigantes.
También se suele considerar que las variables RV Tauri se encuentran en la franja de inestabilidad, ocupando el área a la derecha de las cefeidas más brillantes (a temperaturas más bajas), ya que sus pulsaciones se atribuyen al mismo mecanismo.
Posición en el diagrama de FC
El diagrama de Hertzsprung-Russell traza la luminosidad real de las estrellas frente a su temperatura efectiva (su color , dado por la temperatura de su fotosfera ). La franja de inestabilidad se cruza con la secuencia principal (la banda diagonal prominente que va desde la parte superior izquierda a la inferior derecha) en la región de las estrellas A y F (1–2 masa solar ( M ☉ )) y se extiende hasta G y K temprano supergigantes brillantes (M temprano si se incluyen estrellas RV Tauri como mínimo). Por encima de la secuencia principal, la gran mayoría de estrellas en la franja de inestabilidad son variables. Donde la franja de inestabilidad se cruza con la secuencia principal, la gran mayoría de las estrellas son estables, pero hay algunas variables, incluidas las estrellas roAp.
Pulsaciones
Las estrellas en la franja de inestabilidad pulsan debido al He III ( helio doblemente ionizado ). En las estrellas AFG normales, es neutral en la fotosfera estelar . Más profundo debajo de la fotosfera, a unos 25.000-30.000 K, comienza la capa de He II (primera ionización de He). La segunda ionización (He III) comienza aproximadamente entre 35 000 y 50 000 K.
Cuando la estrella se contrae, la densidad y la temperatura de la capa de He II aumentan. He II comienza a transformarse en He III (segunda ionización ). Esto hace que la opacidad de la estrella aumente y el flujo de energía del interior de la estrella se absorbe de manera efectiva. La temperatura de la estrella sube y comienza a expandirse. Después de la expansión, He III comienza a recombinarse en He II y la opacidad de la estrella cae. Esto reduce la temperatura de la superficie de la estrella. Las capas externas se contraen y el ciclo comienza desde el principio.
El cambio de fase entre las pulsaciones radiales de una estrella y las variaciones de brillo depende de la distancia de la zona He II de la superficie estelar en la atmósfera estelar . Para la mayoría de las cefeidas, esto crea una curva de luz observada claramente asimétrica, que se eleva rápidamente hasta el máximo y vuelve a descender lentamente hasta el mínimo.
Otras estrellas pulsantes
Hay varios tipos de estrellas pulsantes que no se encuentran en la franja de inestabilidad y con pulsaciones impulsadas por diferentes mecanismos. A temperaturas más frías se encuentran las estrellas AGB variables de período largo . A temperaturas más altas son las variables Beta Cephei y PV Telescopii . Justo en el borde de la franja de inestabilidad cerca de la secuencia principal se encuentran las variables Gamma Doradus . La banda de enanas blancas tiene tres tipos de regiones separadas de variables: enanas blancas DOV, DBV y DAV (= variables ZZ Ceti ). Cada uno de estos tipos de variables pulsantes tiene una banda de inestabilidad asociada creada por regiones de ionización parcial de opacidad variable distintas del helio.
La mayoría de las supergigantes de alta luminosidad son algo variables, incluidas las variables Alpha Cygni . En la región específica de estrellas más luminosas por encima de la franja de inestabilidad se encuentran las hipergigantes amarillas que tienen pulsaciones y erupciones irregulares. Las variables azules luminosas más calientes pueden estar relacionadas y mostrar variaciones espectrales y de brillo similares a corto y largo plazo con erupciones irregulares.