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.
Posição no Diagrama de Hertzsprung-Russell[editar | editar código-fonte]
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).
Pulsações[editar | editar código-fonte]
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.
Outras estrelas pulsantes[editar | editar código-fonte]
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.
Referências
- ↑ a b c Gautschy, A.; Saio, H. (1996). «Stellar Pulsations Across the HR Diagram: Part 2». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 34. 551 páginas. Bibcode:1996ARA&A..34..551G. doi:10.1146/annurev.astro.34.1.551
- ↑ Beauchamp, A.; Wesemael, F.; Bergeron, P.; Fontaine, G.; Saffer, R. A.; Liebert, J.; Brassard, P. (1999). «Spectroscopic Studies of DB White Dwarfs: The Instability Strip of the Pulsating DB (V777 Herculis) Stars». The Astrophysical Journal. 516 (2). 887 páginas. Bibcode:1999ApJ...516..887B. doi:10.1086/307148
- ↑ Starrfield, S. G.; Cox, A. N.; Hodson, S. W.; Pesnell, W. D. (1983). «The discovery of nonradial instability strips for hot, evolved stars». The Astrophysical Journal. 268: L27. Bibcode:1983ApJ...268L..27S. doi:10.1086/184023
- ↑ Dupret, M. -A.; Grigahcène, A.; Garrido, R.; Gabriel, M.; Scuflaire, R. (2004). «Theoretical instability strips for δ Scuti and γ Doradus stars». Astronomy and Astrophysics. 414 (2): L17. Bibcode:2004A&A...414L..17D. doi:10.1051/0004-6361:20031740
