Введение
Регион астрономической диаграммы S Doradus Instability Strip (Страница нестабильности S Doradus) Неопределенный термин "станица нестабильности" обычно относится к области диаграммы Герцспрунг Рассела, в основном занятой несколькими связанными классами пульсирующих переменных звезд: переменные Дельта Скути, переменные SX Фенисис и быстро колеблющиеся звезды Ap (roAps) вблизи основной последовательности; переменные RR Lyrae, где они пересекают горизонтальную ветвь; и переменные Цефеиды, где они пересекают сверхгиганты. Изменные РВ-таври также часто считаются лежащими на полосе нестабильности, занимая область справа от более ярких цефеид (при более низких температурах), поскольку их звездные пульсации приписываются тому же механизму.
the S Doradus Instability Strip
The unqualified term instability strip usually refers to a region of the Hertzsprung–Russell diagram largely occupied by several related classes of pulsating variable stars: Delta Scuti variables, SX Phoenicis variables, and rapidly oscillating Ap stars (roAps) near the main sequence; RR Lyrae variables where it intersects the horizontal branch; and the Cepheid variables where it crosses the supergiants. RV Tauri variables are also often considered to lie on the instability strip, occupying the area to the right of the brighter Cepheids (at lower temperatures), since their stellar pulsations are attributed to the same mechanism.
Положение на диаграмме HR
Диаграмма Герцспрунга-Расселла отображает реальную светимость звезд по отношению к их эффективной температуре (их цвет, определяемый температурой их фотосферы). Полоса нестабильности пересекает основную последовательность (выдающуюся диагональную полосу, которая проходит от верхнего левого к нижнему правому) в области звезд A и F (12 солнечных масс) и простирается до G и ранних K ярких сверхгигантов (ранние M, если включать звезды RV Tauri как минимум). Над основной последовательностью подавляющее большинство звезд в полосе нестабильности являются переменными. Там, где полоса нестабильности пересекает основную последовательность, подавляющее большинство звезд стабильны, но есть некоторые переменные, включая звезды roAp и переменные Delta Scuti.
Пульсации
Звезды в полосе нестабильности пульсируют из-за He III (двойственно ионизированного гелия). В некоторых звездах пульсации вызваны пиком непрозрачности ионов металлов примерно в fmt = запятой. Фазовый сдвиг между радиальными пульсациями звезды и изменениями яркости зависит от расстояния зоны He II от звездной поверхности в звездной атмосфере. Для большинства цефеид это создает отчетливо асимметричную наблюдаемую кривую света, быстро увеличивающуюся до максимума и медленно уменьшающуюся до минимума.
Другие пульсирующие звезды
Есть несколько типов пульсирующих звезд, не обнаруженных в полосе нестабильности, и с пульсациями, вызванными различными механизмами. При более низких температурах наблюдаются долгопериодические переменные звезды AGB. При более высоких температурах есть переменные Beta Cephei и PV Telescopii. Прямо на краю полосы нестабильности, рядом с главной последовательностью, переменные Гамма Дорадуса. Группа белых карликов имеет три отдельных региона и типа переменных: DOV, DBV и DAV (= ZZ Ceti переменные) белых карликов. Каждый из этих типов пульсирующих переменных имеет связанную с ними полосу нестабильности, созданную переменными областями частичной ионизации непрозрачности, отличными от гелия.