El término no calificado franja de inestabilidad generalmente se refiere a una región del diagrama de Hertzsprung-Russell ocupada en gran medida por varias clases relacionadas de estrellas variables pulsantes : [1] variables Delta Scuti , variables SX Phoenicis y estrellas Ap de rápida oscilación (roAps) cerca de la secuencia principal. ; RR Lyrae variables donde intersecta la rama horizontal ; y las variables Cefeidas donde cruza a 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 estelares se atribuyen al mismo mecanismo.
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 cruza 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 masas solares ( M ☉ )) y se extiende hasta G y principios de K. supergigantes brillantes (M temprano si se incluyen estrellas RV Tauri como mínimo). Por encima de la secuencia principal, la gran mayoría de las estrellas de la franja de inestabilidad son variables. Donde la franja de inestabilidad cruza la secuencia principal, la gran mayoría de las estrellas son estables, pero hay algunas variables, incluidas las estrellas roAp y las variables Delta Scuti . [2]
Las estrellas en la franja de inestabilidad pulsan debido al He III ( helio doblemente ionizado ), [1] en un proceso basado en el mecanismo Kappa . En las estrellas normales de clase AFG, el He en la fotosfera estelar es neutral. Más abajo de la fotosfera, donde la temperatura alcanza los 25.000–30.000 K , comienza la capa de He II (primera ionización de He). La segunda ionización del helio (He III) comienza a profundidades donde la temperatura es de 35.000 –50.000K .
Cuando la estrella se contrae, aumenta la densidad y temperatura de la capa de He II. El aumento de energía es suficiente para eliminar el único electrón restante en el He II, transformándolo en He III (segunda ionización ). Esto hace que la opacidad de la capa de He aumente y el flujo de energía del interior de la estrella se absorba eficazmente. La temperatura del núcleo de la estrella aumenta, lo que hace que se expanda. Después de la expansión, el He III se enfría y comienza a recombinarse con electrones libres para formar He II y la opacidad de la estrella disminuye. Esto permite que el calor atrapado se propague a la superficie de la estrella. Cuando se ha irradiado suficiente energía, la capa de He II que se recubre nuevamente hace que se contraiga y el ciclo comienza desde el principio. Esto da como resultado el aumento y disminución observados en la temperatura de la superficie de la estrella. [3] En algunas estrellas, las pulsaciones son causadas por el pico de opacidad de los iones metálicos a aproximadamente200.000K . [4]
El cambio de fase entre las pulsaciones radiales de una estrella y las variaciones de brillo depende de la distancia de la zona de He II a la superficie estelar en la atmósfera estelar . Para la mayoría de las Cefeidas, esto crea una curva de luz observada claramente asimétrica, que aumenta rápidamente hasta el máximo y disminuye lentamente hasta el mínimo. [5]
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 se encuentran 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 regiones y tipos de variables separadas: DOV, DBV y DAV (= variables ZZ Ceti ) enanas blancas. Cada uno de estos tipos de variables pulsantes tiene asociada una franja de inestabilidad [6] [7] [8] creada por regiones de ionización parcial de opacidad variable distintas del helio. [1]
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. [9]