شريط عدم الاستقرار

يشير مصطلح عدم الاستقرار غير المؤهل عادةً إلى منطقة من مخطط هرتزبرونغ-راسل تشغلها إلى حد كبير عدة فئات ذات صلة من النجوم المتغيرة النابضة : ^{[ 1 ]} متغيرات دلتا سكيوتي ، ومتغيرات SX فينيسيس ، ونجوم Ap المتذبذبة بسرعة (roAps) بالقرب من التسلسل الرئيسي ؛ ومتغيرات RR Lyrae حيث يتقاطع مع الفرع الأفقي ؛ ومتغيرات Cepheid حيث يتقاطع مع العمالقة الفائقة.

غالباً ما تعتبر متغيرات RV Tauri تقع على شريط عدم الاستقرار، وتشغل المنطقة الواقعة على يمين متغيرات Cepheids الأكثر سطوعاً (عند درجات حرارة منخفضة)، حيث تُعزى نبضاتها النجمية إلى نفس الآلية.

يُظهر مخطط هرتزبرونغ -راسل العلاقة بين اللمعان الحقيقي للنجوم ودرجة حرارتها الفعّالة ( لونها ، المُحدد بدرجة حرارة غلافها الضوئي ). يتقاطع نطاق عدم الاستقرار مع التسلسل الرئيسي (الشريط القطري البارز الممتد من أعلى اليسار إلى أسفل اليمين) في منطقة نجوم A وF (1-2 كتلة شمسية ( M☉ ))، ويمتد إلى العمالقة الفائقة الساطعة من _النوع G وK المبكر (M المبكر إذا أُضيفت نجوم RV Tauri عند الحد الأدنى). فوق التسلسل الرئيسي، تكون الغالبية العظمى من النجوم في نطاق عدم الاستقرار متغيرة. عند تقاطع نطاق عدم الاستقرار مع التسلسل الرئيسي، تكون الغالبية العظمى من النجوم مستقرة، ولكن توجد بعض النجوم المتغيرة، بما في ذلك نجوم roAp ونجوم Delta Scuti المتغيرة . ^{[ 2 ]}

تنبض النجوم الواقعة في نطاق عدم الاستقرار بسبب الهيليوم المتأين مرتين ( He III)، ^{[ 1 ]} في عملية تعتمد على آلية كابا . في النجوم العادية من فئة AFG، يكون الهيليوم في الغلاف الضوئي النجمي متعادلًا. أما في أعماق أبعد من الغلاف الضوئي، حيث تصل درجة الحرارة إلى 25000 درجة مئوية،عند درجة حرارة 30,000 كلفن  ، تبدأ طبقة الهيليوم الثاني (He II) (التأين الأول للهيليوم). ويبدأ التأين الثاني للهيليوم (He III) عند أعماق تتراوح فيها درجة الحرارة بين 35,000 و 35,000 كلفن.50,000  كيلوجول​

عندما ينكمش النجم، تزداد كثافة ودرجة حرارة طبقة الهيليوم المتأين (He II). تكفي الطاقة المتزايدة لإزالة الإلكترون الوحيد المتبقي في He II، محولةً إياه إلى He III ( التأين الثاني ). يؤدي هذا إلى زيادة عتامة طبقة الهيليوم، وامتصاص تدفق الطاقة من باطن النجم بكفاءة. ترتفع درجة حرارة لب النجم، مما يؤدي إلى تمدده. بعد التمدد، يبرد He III ويبدأ في إعادة الاتحاد مع الإلكترونات الحرة لتكوين He II، وتقل عتامة النجم. يسمح هذا للحرارة المحتبسة بالانتشار إلى سطح النجم. عندما يتم إشعاع طاقة كافية، تتسبب المادة النجمية العلوية مرة أخرى في انكماش طبقة He II، وتبدأ الدورة من جديد. ينتج عن هذا الارتفاع والانخفاض الملحوظ في درجة حرارة سطح النجم. ^{[ 3 ]} في بعض النجوم، تحدث النبضات بسبب ذروة عتامة أيونات المعادن عند حوالي200,000  كيلوجول . ^{[ 4 ]}

يعتمد فرق الطور بين النبضات الشعاعية للنجم وتغيرات سطوعه على بُعد منطقة الهيليوم المتأين (He II) عن سطح النجم في غلافه الجوي . بالنسبة لمعظم النجوم المتغيرة من نوع سيفيد، ينتج عن ذلك منحنى ضوئي غير متماثل بشكل واضح، حيث يزداد بسرعة إلى أقصى حد ثم ينخفض ​​ببطء إلى أدنى حد. ^{[ 5 ]}

توجد أنواع عديدة من النجوم النابضة لا تقع على شريط عدم الاستقرار، وتتميز نبضاتها بآليات مختلفة. ففي درجات الحرارة المنخفضة، توجد نجوم AGB المتغيرة ذات الفترة الطويلة . أما في درجات الحرارة المرتفعة، فتوجد نجوم بيتا سيفي ونجوم PV Telescopii المتغيرة. وعلى حافة شريط عدم الاستقرار، بالقرب من التسلسل الرئيسي، تقع نجوم غاما دورادوس المتغيرة . ويتكون نطاق الأقزام البيضاء من ثلاث مناطق منفصلة وأنواع مختلفة من النجوم المتغيرة: DOV وDBV وDAV (المعروفة أيضًا باسم نجوم ZZ Ceti المتغيرة ). ولكل نوع من هذه النجوم المتغيرة النابضة شريط عدم استقرار خاص به ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]} ، ينشأ عن مناطق تأين جزئي متغيرة العتامة، باستثناء الهيليوم. ^{[ 1 ]}

معظم النجوم العملاقة فائقة اللمعان متغيرة إلى حد ما، بما في ذلك متغيرات ألفا سيغني . في منطقة محددة من النجوم الأكثر لمعانًا فوق نطاق عدم الاستقرار، توجد النجوم العملاقة الصفراء التي تتميز بنبضات وانفجارات غير منتظمة. قد تكون المتغيرات الزرقاء الأكثر سخونة ولمعانًا مرتبطة بها، وتُظهر تغيرات طيفية وسطوعية مماثلة على المدى القصير والطويل مع انفجارات غير منتظمة. ^{[ 9 ]}