Faixa de instabilidade

O termo não qualificado faixa de instabilidade geralmente se refere a uma região do Diagrama de Hertzsprung-Russell amplamente ocupada por várias classes relacionadas de estrelas variáveis pulsantes:^[1] Variáveis Delta Scuti, variáveis SX Phoenicis e estrelas Ap de oscilação rápida (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 frequentemente 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.

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 Ap de oscilação rápida (roAps).

Estrelas na faixa de instabilidade pulsam devido ao He III (hélio duplamente ionizado).^[1] Em estrelas A-F-G normais, ele é neutro na fotosfera estelar. Mais abaixo da fotosfera, em cerca de 25.000 K a 30.000 K, começa a camada de He II (primeira ionização de He). A segunda ionização (He III) começa em cerca de 35.000 K a 50.000 K.

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 sobe 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 de 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.

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 variável: DOV, DBV e DAV (= variáveis ZZ Ceti) anãs brancas. Cada um desses tipos de variável pulsante tem uma faixa de instabilidade associada^[2][3][4] criada por regiões de ionização parcial de opacidade variável que não o hélio.^[1]

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 luminosas azuis mais quentes podem estar relacionadas e mostrar variações espectrais e de brilho semelhantes de curto e longo prazo com erupções irregulares.