不安定帯

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。

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。

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。