A faixa de instabilidade ( The instability trip in English ) é uma área quase vertical do diagrama de Hertzsprung-Russell ocupada por estrelas pulsantes variáveis : tipo de variável RR Lyrae , W Virginis , ZZ Ceti , RV Tauri , Delta Scuti , SX Phoenicis , Cefeidas e Estrelas Ap de oscilação rápida .
A banda de instabilidade cruza a sequência principal na região das estrelas A e F (1-2 M ☉ ) e se estende quase verticalmente (ligeiramente inclinada para a direita) em direção às maiores luminosidades.
A parte inferior da banda de instabilidade corresponde ao buraco Hertzsprung no diagrama Hertzsprung-Russell .
A banda de instabilidade cruza a sequência principal na região das estrelas do tipo A e F (1–2 M ☉ ) e se estende aos tipos supergigantes brilhantes G e K inicial (M inicial se estrelas do tipo RV Tauri em seu mínimo estão incluídas). Acima da sequência principal, a grande maioria das estrelas localizadas na banda de instabilidade são variáveis. Onde a banda de instabilidade cruza a sequência principal, a grande maioria das estrelas são estáveis, mas existem algumas variáveis, incluindo estrelas roAp.
As estrelas na banda de instabilidade pulsam por causa do He III (hélio duplamente ionizado ). Em estrelas normais AFG He é neutro na fotosfera estelar. Mais abaixo, abaixo da fotosfera, a cerca de 25.000-30.000 K, começa a camada He II (primeira ionização de He). A segunda ionização (He III) começa por volta de 35.000-50.000 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 mais fluxo de energia de dentro da estrela seja absorvido. A temperatura da estrela sobe e ela começa a inchar. Após a expansão, He III começa a se transformar novamente em He II e a opacidade da estrela diminui. Isso diminui a temperatura da superfície da estrela. As camadas externas se contraem e o ciclo recomeça desde o início.
A mudança de fase entre os pulsos radiais de uma estrela e as variações na luminosidade depende da distância da zona He II da superfície estelar na atmosfera estelar . Para a maioria das Cefeidas, isso resulta em uma curva de luz claramente assimétrica, aumentando rapidamente em direção ao máximo e, em seguida, caindo lentamente em direção ao mínimo.
Existem vários tipos de estrelas pulsantes que não estão na banda de instabilidade e com pulsos produzidos por diferentes mecanismos. Estrelas AGB variáveis de vida longa são encontradas em baixas temperaturas . As altas temperaturas são do tipo variável Beta Cephei e do tipo PV Telescopii . Na extremidade da banda de instabilidade perto da sequência principal estão as variáveis do tipo Gamma Doradus . A banda das anãs brancas tem três tipos de variáveis em regiões distintas: as anãs DOV, DBV e DAV (= variáveis do tipo ZZ Ceti ). Cada um desses tipos de variáveis pulsantes tem uma banda associada de instabilidade criada por regiões de ionização parcial de opacidade variável diferente de hélio.
A maioria das supergigantes muito brilhantes são um tanto variáveis, incluindo variáveis do tipo Alpha Cygni . Na região particular das estrelas mais brilhantes acima da banda de instabilidade estão as hipergigantes amarelas que exibem pulsos e erupções irregulares. As variáveis de luz azul muito quente podem estar relacionadas e mostrar variações semelhantes no espectro e no brilho a curto e longo prazo com erupções irregulares.