不安定帯

不安定帯という用語は通常、ヘルツシュプルング・ラッセル図のいくつかの関連するクラスの脈動変光星によって大部分が占められている領域を指します。^{[ 1 ]}デルタ・スクーティ変光星、SX フェニキス変光星、主系列付近の急速振動 Ap 星(roAps) 、水平分枝と交差するRR Lyrae 変光星、超巨星と交差するケフェイド変光星。

RVタウリ型変光星もまた、不安定帯上に位置すると考えられており、より明るいケフェイド変光星（低温）の右側の領域を占めている。これは、これらの変光星の脈動が同じメカニズムに起因すると考えられているためである。

ヘルツシュプルング・ラッセル図は、恒星の実光度を有効温度（光球の温度で決まる色）に対してプロットしたものです。不安定帯は、A型星とF型星（1～2太陽質量（M☉ ））の領域で主系列（左上から右下へ走る目立つ斜めの帯）と交差し、G型星と初期K型星の明るい超巨星（極小期のRVタウリ型星を含めると初期M_型）まで広がっています。主系列より上では、不安定帯にある恒星の大部分は変光星です。不安定帯が主系列と交差する領域では、恒星の大部分は安定していますが、roAp型星やデルタ・スクーティ型変光星など、いくつかの変光星も存在します。^{[ 2 ]}

不安定帯の星は、カッパ機構に基づくプロセスで、 He III（二重電離ヘリウム）によって脈動する^{[ 1 ]}。通常のAFG型星では、恒星光球のHeは中性である。光球の下のより深い場所では、温度は25,000～30,000 K で He II 層 (He の第一電離) が始まります。ヘリウムの第二電離 (He III) は、温度が 35,000– の深さで始まります。50,000  K。

星が収縮すると、 He II 層の密度と温度が上昇します。増加したエネルギーは、He II に残っている唯一の電子を除去し、He III に変換するのに十分です (第 2イオン化)。これにより、 He 層の不透明度が増加し、星の内部からのエネルギー流束が効果的に吸収されます。星の核の温度が上昇し、膨張します。膨張後、He III は冷却され、自由電子と再結合して He II を形成し始め、星の不透明度が減少します。これにより、閉じ込められた熱が星の表面に伝播します。十分なエネルギーが放射されると、上層の恒星物質が再び He II 層を収縮させ、サイクルが最初から繰り返されます。これが、観測される星の表面温度の上昇と下降の原因です。^{[ 3 ]} 一部の星では、脈動は、約 の金属イオンの不透明度のピークによって引き起こされます。200,000  K . ^{[ 4 ]}

恒星の半径方向の脈動と明るさの変化の間の位相差は、恒星大気中のHe IIゾーンが恒星表面からどれだけ離れているかに依存します。ほとんどのケフェイド変光星では、これにより観測される光度曲線は明らかに非対称になり、急速に最大まで増加し、ゆっくりと最小まで減少します。^{[ 5 ]}

不安定帯には存在しない脈動星がいくつかあり、脈動は異なるメカニズムによって駆動されています。低温では、長周期変光星であるAGB星があります。高温では、ベータ ケフェイ型変光星とPV テレスコピイ型変光星があります。不安定帯の端、主系列星のすぐ近くには、ガンマ ドラドゥス型変光星があります。白色矮星の帯には、DOV、DBV、DAV (= ZZ Ceti 型変光星) の 3 つの独立した領域とタイプの変光星があります。これらの脈動変光星の各タイプには、ヘリウム以外の可変不透明度部分電離領域によって生成される関連する不安定帯があります^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] 。 [ 1 ]}

高光度超巨星のほとんどは、アルファ・シグニ変光星を含め、多少の変動性を示します。不安定帯より上のより明るい星の特定の領域には、不規則な脈動と噴出を示す黄色超巨星が存在します。より高温で明るい青色変光星は関連している可能性があり、不規則な噴出を伴う同様の短期および長期のスペクトルと明るさの変動を示します。^{[ 9 ]}