Појас на нестабилност

Појас на нестабилност — подрачје на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) заземено од неколку поврзани класи на пулсирачки променливи ѕвезди:^[1] Делта Штит, SX Феникс и roAp близу главната низа; RR Lyr-променливите во пресекот со хоризонталната гранка; и кефеидите каде се пресекува со суперџиновите.

RV Tau-променливите исто така се во појасот на нестабилност, зафаќајќи го просторот десно од посјајните кефеиди (при пониски температури), бидејќи нивните ѕвездени пулсирања му се припишуваат на истиот механизам.

Положба на ХР-дијаграмот

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја исцртува вистинската сјајност на ѕвездите наспроти нивната делотворна температура (нивната боја според температурата на нивната фотосфера). Појасот на нестабилност ја пресекува главната низа (дијагоналниот појас) во подрачјето на класите A и F (1–2 M_☉) и се протега до сјајните суперџинови од G и почетокот на K (почеток на M ако се бројат барем ѕвезди од типот на RV Бик). Над главната низа највеќето ѕвезди во појасот на нестабилност се променливи. Where појасот на нестабилност intersects the main sequence, the vast majority of stars are stable, but there are some variables, including roAp-ѕвездите and the променливите од типот на Делта Штит.^[2]

Пулсирања

Ѕвездите во појасот на нестабилност пулсираат поради присуството на He III (двојно јонизиран хелиум)^[1] во процес заснован на капа-механизмот. Кај нормалните ѕвезди од класите A-F-G, хелиумот во ѕвездената фотосфера е неутрален. Подлабоко под фотосферата, каде температурата достигнува 25.000–30.000 K, почнува слојот на He II (прва јонизација на He). Втората јонизција на хелиумот (He III) почнува на длабочина каде температурата изнесува 35.000–50.000 K.

Кога ѕвездата ќе почне да се собира, густината и температурата на слохот слојот од He II се зголемува. Зголемената енергија е доволна за да го отстрани преостанатиот електрон во He II, преобразувајќи го во He III (втора јонизација). Ова ја зголемува непроѕирноста на He-слојот, а енергетскиот тек од внатрешноста на ѕвездата делотворно се впива. Температурата во јадрото а ѕвездата се зголемува, поради што таа се шири. По ширењето, He III се лади и почува да се рекомбинира со слободни електрони образувајќи He II, а непроѕирноста на ѕвездата се намалува. Ова ѝ овозможува на заробената топлина да дојде до површината на ѕведата. Кога ќе се ослободи доволно енергија, покривањето на ѕвездениот материјал поттикнува повторно собирање на слојот He II, и циклусот почнува одново. Набљудувачот ова го заблежува како зголемување и намалување на површинската температура на ѕвездата.^[3] Кај некои ѕвезди до пулсирање доаѓа кога металните јони ќе достигнат најголмо пулсирање со 200,000 K.^[4]

Фазниот премин во радијалните пулсирања и колебањата на сјајноста зависи од оддалеченјоста в на појасот со He II од ѕвездената површина во атмосферата. Кај највеќе кефеиди ова создава изразено несиметричнна светлинска крива која покажува брз пораст до максимум и бавен пад до минимум.^[5]

Други пулсирачки ѕвезди

Постојат неколку видови на пулсирачки ѕвезди кои ги нема на појасот на нестабилност, за чии пулсирања се одговорни други механизми. Пониски температури имаат долгопериодичните променливи АГЏ-ѕвезди. Повисоки температури имаат променливите од типот на Бета Кефеј и PV Телескоп. На самиот раб на појасот на нестабилност близу главната низа се наоѓаат променливите од типот на Гама Златна Рипка. Појасот на белите џуџиња има три одделни подрачја и видови променливи: DOV, DBV и DAV (= ZZ Ceti-променливи). Секој од овие видови на пулсирачки променливи принадлежи на посебен појас на нестабилност^[6][7][8] создаден од променлива непроѕирност во подрачја на делумна јонизација која не е хелиумска.^[1]

Највеќето суперџинови со голема сјајност се донекаде променливи, како што е случај со променливите од типот на Алфа Лебед. Во даденото подрачје на посјајни ѕвезди над појасот на нестабилност ги среќаваме жолти хиперџинови кои имаат неправилни пулсирања и избуви. Поврелите сјајни сини променливи може да се во сродство бидејќи покажуваат слични краткорочни и долгорочни варијации во спектарот и сјајноста, и имаат неправилни избуви.^[9]