不安定帯

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不安定帯

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/01/03 19:28 UTC 版)

不安定帯^[1]（ふあんていたい、Instability strip^[1]）は、脈動変光星が占めるヘルツシュプルング・ラッセル図におけるほぼ垂直の領域である^[2]。

主系列星のA型とF型（1から2太陽質量）の領域を分断しており、若干右に曲がりながらほぼ垂直に最大光度の位置まで伸びている。不安定帯の下の方は、ヘルツシュプルングの間隙と呼ばれる。

脈動

不安定帯にある恒星は、He III（二価のヘリウムイオン）のせいで脈動している。通常のA型、F型、G型の恒星では、ヘリウムは恒星の光球に中性の状態で存在する。温度が2万5000℃から3万℃の光球の下の深い位置からは、He II（一価のヘリウムイオン）層が始まる。He III層は、3万5000℃から5万℃の位置から始まる。

恒星が収縮すると、He II層の密度と温度は上昇し、He IIはHe IIIに変換し始める。これにより、恒星の不透明度は増加し、恒星内部からのエネルギー流束は、効率的に吸収される。恒星の温度は上昇し、拡大を始める。拡大が終わると、He IIIは再びHe IIに再変換し、恒星の透明度は低下し、恒星の表面温度も下がる。外層は収縮し、サイクルが初めから繰り返される。

恒星の視線速度の脈動と明るさの変化の間の相転移は、恒星表面からHe II領域の距離に依存する。

出典

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1. ^ ^{a b} 『文部省 学術用語集 天文学編（増訂版）』（第1版）丸善株式会社、221頁頁。ISBN 4-8181-9404-2。 
2. ^ “Cepheid instability strip”. A Dictionary of Astronomy. encyclopedia.com. 2010年3月28日閲覧。

表 話 編 歴 恒星
恒星進化論	星形成 前主系列星 主系列星 赤色巨星分枝 水平分枝 漸近巨星分枝 汲み上げ効果 不安定帯 レッドクランプ PG1159型星 惑星状星雲 原始惑星状星雲 高輝度赤色新星 高光度青色変光星 ウォルフ・ライエ星 擬似的超新星 超新星 極超新星 ヘルツシュプルング・ラッセル図
原始星	分子雲 暗黒星雲 ボーク・グロビュール HII領域 若い星状天体 ハービッグ・ハロー天体 林トラック 林の限界線 ヘニエイトラック オリオン変光星 おうし座T型星 オリオン座FU型星 ハービッグAe/Be型星
光度階級 スペクトル分類	極超巨星 黄色極超巨星 超巨星 青色超巨星 黄色超巨星 赤色超巨星 輝巨星 巨星 青色巨星 赤色巨星 準巨星 主系列星（矮星） O B A F G K M 準矮星
特徴のある星	青色はぐれ星 Be星 OB型星 B型準矮星 晩期型星 特異星 Am星 Ap/Bp星 roAp星 水銀・マンガン星 ヘリウム星 強ヘリウム星 炭素星 S型星 バリウム星 CH星 うしかい座λ型星 テクネチウム星 ガス殻星 炭素過剰金属欠乏星
コンパクト星など	亜恒星天体 褐色矮星 白色矮星 中性子星 パルサー マグネター 恒星ブラックホール
仮定義・仮説上の天体	黒色矮星 青色矮星 ヘリウム惑星 準褐色矮星 プラネター 異種星 クォーク星 ボソン星 ダークマター星 Quasi-star ソーン-ジトコフ天体 鉄の星
元素合成	アルファ反応 トリプルアルファ反応 陽子-陽子連鎖反応 ヘリウム・フラッシュ CNOサイクル 炭素燃焼過程 ネオン燃焼過程 酸素燃焼過程 ケイ素燃焼過程 S過程 R過程 フューザー 新星（新星残骸）
内部構造	太陽核 対流層 微視的乱流 太陽型振動 放射層 光球 恒星黒点 彩層 コロナ 恒星風 恒星風バブル 星震学 エディントン光度 ケルビン・ヘルムホルツ機構
特徴	命名 恒星力学 有効温度 運動星団 恒星磁場 等級（絶対等級） 太陽質量 金属量 恒星の自転 UBV色 変化性
恒星系	連星 接触連星 共通外層 多重星 降着円盤 惑星系 太陽系
地球での観測	北極星 等級 見かけの等級 写真等級 視線速度 固有運動 視差 測光標準星
関連項目	惑星 星団 球状星団 銀河 超銀河団 日震学 客星 星座 アステリズム 重力
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不安定帯

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「ブルーループ」の記事における「不安定帯」の解説

「不安定帯」も参照 ブルーループを起こしている星は、HR図の主系列の上側の黄色（スペクトルF型からK型）の部分を横切っているため、不安定帯と呼ばれる領域を多くの星が横切っていることになる。漸近巨星分枝の星がブルーループ中に不安定帯を横切ると、おとめ座W型変光星になると考えられている。また、赤色巨星分枝からブルーループ中に不安定帯を横切る大質量の星は、古典的セファイド変光星になると考えられている。どちらのタイプの星も、この段階では光球が明るく不安定で、超巨星のようなスペクトルを持つことが多いが、ほとんどの星は炭素が核融合したり、超新星爆発に到ったりするほどの質量ではない。