불안정띠: 두 판 사이의 차이

'''불안정띠'''(Instability strip)는 [[H-R도]]상에서 [[변광성|맥동변광성]]([[거문고자리 RR형 변광성]], [[세페이드 변광성]], [[처녀자리 W형 변광성]], [[고래자리 ZZ형 변광성]], [[RV형 황소자리 변광성]], [[방패자리 δ]], [[봉황자리 SX형 변광성]] 등) 에게 적용되는 영역이다.<ref>{{웹 인용

| first= | last=

불안정띠는 주계열의 A와 F형 영역([[태양질량]]의 1배~2배)을 가로지르고, 수직으로 향하되 오른쪽으로 기운 상태로 가장 높은 [[광도]]의 영역까지 늘어난다. 불안정띠의 아랫부분은 [[H-R도]]의 [[헤르츠스프룽 빈틈]]으로 나타난다.

 

불안정띠에서의 별들은 He III(두 배로 [[이온화]]된 [[헬륨]]) 때문에 맥동한다. 정상적인 A-F-G형 별들에서는 [[광구]]에서는 [[헬륨|He]] 중성이고, 광구의 보다 아래쪽 깊은 곳에서는 온도가 25,000~30,000K정도일 때, 최초의 헬륨 [[이온화]]가(He II) 시작되며, 35,000~50,000K정도 일 때 두 번째 이온화(He III)가 시작된다.

 

별의 [[시선속도]] 파동과 광도 변동성 사이의 [[위상변위]]는 별 대기의 표면으로부터 He II 영역까지의 거리에 따라 달라진다.

 

<references/>

 

{{항성}}

 

 

[[ca:Banda d'inestabilitat]]

[[lt:Nestabilumo juosta]]

[[ru:Полоса нестабильности]]