La banda de inestabilidad es una región en el diagrama GR que está ocupada por estrellas variables pulsantes (incluidas RR Lyrae , Cepheid , W Virgo , ZZ Ceti , RV Taurus , Delta Scuti , SX Phoenix y estrellas Ap que oscilan rápidamente ).
La franja de inestabilidad se cruza con la secuencia principal en la región de estrellas A y F (1-2 masas solares) y se extiende hacia arriba casi verticalmente (inclinada hacia la derecha) hacia la región de estrellas de mayor luminosidad. En la parte inferior, la franja de inestabilidad cruza el llamado Hertzsprung Gap .
Las estrellas de la franja de inestabilidad pulsan gracias al helio doblemente ionizado. En estrellas AFG normales, el helio en la fotosfera es eléctricamente neutro. Más profundo bajo la fotosfera, al alcanzar una temperatura de 25.000-30.000 K, comienza una capa en la que se produce la ionización primaria del helio. La segunda ionización comienza a una temperatura de 35000-50000 K.
A medida que la estrella se contrae, aumenta la densidad y la temperatura en la primera capa de ionización. Comienza el segundo proceso de ionización. La opacidad del medio aumenta y el flujo de energía de las regiones internas de la estrella es efectivamente absorbido. La temperatura de esta capa aumenta y comienza a expandirse. Después de la expansión, la densidad y la temperatura disminuyen y el helio doblemente ionizado se recombina en helio de ion simple. La capa exterior se encoge y el ciclo comienza de nuevo.
El cambio entre las fases de pulsaciones y las fases de cambio de brillo depende de la distancia de la zona de ionización de helio desde la superficie de la estrella.
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