La striscia di instabilità ( The instability trip in inglese ) è un'area quasi verticale del diagramma Hertzsprung-Russell occupata da variabili pulsanti di stelle : tipo di variabile RR Lyrae , W Virginis , ZZ Ceti , RV Tauri , Delta Scuti , SX Phoenicis , Cefeidi e Ap Stars ad oscillazione veloce .
La banda di instabilità interseca la sequenza principale nella regione delle stelle A ed F (1-2 M ☉ ) e si estende quasi verticalmente (leggermente inclinata a destra) verso le maggiori luminosita '.
La parte inferiore della banda di instabilità corrisponde al foro Hertzsprung sul diagramma Hertzsprung-Russell .
La banda di instabilità interseca la sequenza principale nella regione delle stelle di tipo A e F (1–2 M ☉ ) e si estende ai tipi supergiganti luminosi G e all'inizio K (inizio M se sono incluse le stelle Tauri di tipo RV al minimo). Al di sopra della sequenza principale, la stragrande maggioranza delle stelle situate nella banda di instabilità è variabile. Dove la banda di instabilità incrocia la sequenza principale, la stragrande maggioranza delle stelle è stabile, ma ci sono alcune variabili, comprese le stelle roAp.
Le stelle nella banda di instabilità pulsano a causa di He III (elio doppiamente ionizzato ). Nelle stelle normali AFG è neutrale nella fotosfera stellare. Più in basso sotto la fotosfera, a circa 25.000-30.000 K, inizia lo strato di He II (prima ionizzazione di He). La seconda ionizzazione (He III) inizia a circa 35.000-50.000 K.
Quando la stella si contrae, la densità e la temperatura dello strato di He II aumentano. He II inizia a trasformarsi in He III (seconda ionizzazione ). Ciò fa aumentare l' opacità della stella e viene assorbito più flusso di energia dall'interno della stella. La temperatura della stella si alza e inizia a gonfiarsi. Dopo l'espansione, He III inizia a trasformarsi di nuovo in He II e l'opacità della stella diminuisce. Questo abbassa la temperatura della superficie della stella. Gli strati esterni si contraggono e il ciclo riprende dall'inizio.
Lo sfasamento tra gli impulsi radiali di una stella e le variazioni di luminosità dipende dalla distanza della zona He II dalla superficie stellare nell'atmosfera stellare . Per la maggior parte delle Cefeidi, ciò si traduce in una curva di luce chiaramente asimmetrica, che sale rapidamente verso il massimo e poi scende lentamente verso il minimo.
Esistono diversi tipi di stelle pulsanti che non si trovano nella banda di instabilità e con impulsi prodotti da meccanismi diversi. Le stelle AGB variabili di lunga durata si trovano a basse temperature . Le alte temperature sono variabili di tipo Beta Cephei e di tipo PV Telescopii . Proprio al limite della banda di instabilità vicino alla sequenza principale ci sono le variabili di tipo Gamma Doradus . La banda delle nane bianche ha tre tipi di variabili in regioni separate: le nane DOV, DBV e DAV (= variabili di tipo ZZ Ceti ). Ciascuno di questi tipi di variabili pulsanti ha una banda di instabilità associata creata da regioni di ionizzazione parziale di opacità variabile diverse dall'elio.
La maggior parte delle supergiganti molto luminose sono alquanto variabili, comprese le variabili di tipo Alpha Cygni . Nella particolare regione delle stelle più luminose sopra la banda di instabilità si trova l' ipergigante gialla che mostra impulsi e bagliori irregolari. Le variabili della luce blu molto calda potrebbero essere correlate e mostrare variazioni simili nello spettro e nella luminosità a breve e lungo termine con eruzioni irregolari.