WikiDer > Instabilitätsstreifen
Das Instabilitätsstreifen ist in der Astronomie ein Gebiet in der Hertzsprung-Russell-Diagramm dass verschiedene Klassen von pulsierende veränderliche Sterne Häuser. Beispiele sind die Delta-Scuti-Variablen, SX Phoenix-Variablen, schnell schwingend Ap-Sterne in der Nähe der Hauptfolge, RR Lyrae Sterne wo der Streifen de horizontaler Ast gekreuzt; und Cepheiden-ändern Sie, wo der Streifen de Riesenzweig gekreuzt.
RV Tauri-Variablen wird auch oft angenommen, dass sie auf dem Instabilitätsstreifen liegt, der den Bereich rechts der helleren Cepheiden (bei niedrigeren Temperaturen) einnimmt, da beide Pulsationen dem gleichen Mechanismus zugeschrieben werden.
Position im Hertzsprung-Russel-Diagramm
Der Instabilitätsstreifen schneidet die Hauptreihe im Bereich von A- und F-Typ-Sternen (bei 1-2 Sonnenmasse) und erstreckt sich auf G-Typ und heißere K-Typen, den hellen Überriesenteil, sogar auf heiße M-Typ-Sterne nach einigen Messmethoden. Oberhalb der Hauptreihe auf der HR ist die überwiegende Mehrheit der Sterne im Instabilitätsstreifen variabel. Wo der Streifen die Hauptreihe schneidet, sind fast alle Sterne stabil.
Impulse
Sterne auf dem Instabilitätsstreifen pulsieren aufgrund des Vorhandenseins von Doppel ionisiertHelium (He III) in ihrem Atmosphäre. In normalen Sternen vom Typ A, F oder G ist Helium im neutral neutral Photosphäre des Sterns. Tiefer, unterhalb der Photosphäre, beginnt bei Temperaturen um 25 bis 30 Tausend Kelvin die He II-Schicht (die erste Helium-Ionisation). Die zweite Ionisation von Helium beginnt bei 35 bis 50 Tausend Kelvin.
Wenn der Stern schrumpft, die Dichte und Temperatur der He II-Schicht. He II beginnt sich dann in He III zu verwandeln (die zweite Helium-Ionisation). Dies bringt eine Änderung von Opazität mit ihm, wodurch die tiefer in den Stern eingestrahlte Energie von dieser Schicht absorbiert wird. Dadurch steigt die Temperatur und der Stern beginnt sich auszudehnen. Mit Expansion folgt Abkühlung und He III beginnt sich wieder in He II umzuwandeln und die Opazität nimmt wieder ab. Dies bewirkt eine weitere Abkühlung, wonach der Stern schließlich wieder zu schrumpfen beginnt und der Zyklus von vorne beginnt.
Die Variabilitätsperioden und die Stärke der radialen Pulsationen eines Sterns hängen von der Entfernung der He II-Zone von der Sternoberfläche im ab Sternenatmosphäre. Für die meisten Cepheiden führt dies beispielsweise zu einem asymmetrischen Lichtkurve, steigt die Helligkeit schnell auf das Maximum an und fällt dann langsam wieder auf das Minimum zurück.
Andere pulsierende Sterne
Es gibt mehrere Klassen pulsierender Sterne, die nicht auf dem Instabilitätsstreifen zu finden sind, deren Pulsationen von anderen Mechanismen angetrieben werden. Bei kühleren Temperaturen gibt es die Stars der asymptotischer Riesenzweig mit langen Perioden. Bei wärmeren Temperaturen gibt es die Beta-Cephei-Variablen und PV-Teleskop Sterne. Am Rand des Instabilitätsstreifens nahe der Hauptreihe befinden sich Gamma-Doradus-Variablen. Der HR-Streifen von weiße Zwerge hat drei verschiedene Variablenbereiche: DOV, DBV und DAV. Für die Pulsationen sind andere Komponenten des Sterns als Helium verantwortlich.
Die meisten Überriesen mit hoher Leuchtkraft sind etwas variabel, einschließlich der Alpha-Cygni-Variablen. Im spezifischen Bereich sehr heller Sterne auf der HR über dem Instabilitätsstreifen findet man die gelber Überriese die unregelmäßige Pulsationen und Eruptionen aufweist. desto heißer hellblaue Variablen könnte verwandt sein und ähnlich lang- und kurzfristig zeigen spektral und Helligkeitsschwankungen mit unregelmäßigen Bursts.
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
|
 | Siehe die Kategorie Spektraltypen von Wikimedia Commons für Mediendateien zu diesem Thema. |