Variables en la Franja de Inestabilidad

Puede, de hecho, diferenciar entre los cruces de la franja de inestabilidad en ciertos tipos de estrellas variables. Ha habido bastantes modelos evolutivos dedicados a esto, y muchos, así como decenas de observaciones, muestran que el período pulsacional$P$de una variable Cefeida cambia durante cada cruce. Mire, por ejemplo, los cambios de período de 60 Cefeidas galácticas, que se muestran en la Figura 2 de Pietrukowicz :

Los cruces primero y tercero ocurren cuando la estrella está evolucionando hacia el rojo (hacia la derecha del diagrama HR), y muestran$\dot{P}$. El segundo cruce ocurre cuando las estrellas están evolucionando hacia el azul (hacia la izquierda del diagrama HR), y muestran negativo$\dot{P}$.

Modelos y observaciones de Neilson et al. (2014) muestran lo mismo (ver Figura 1):

El cambio de período grande inicial indica el primer cruce, el cambio de período negativo más pequeño indica el segundo y el tercer aumento menos drástico indica el tercero.

Indicadores similares deberían estar presentes en cruces posteriores (cruces cuarto y quinto en las últimas etapas de la quema de helio del núcleo y la cubierta), y mientras la amplitud de$\dot{P}/P^2$probablemente sería diferente, deberían estar presentes las mismas tendencias generales positivas/negativas. Para obtener más información, consulte Turner y Berdnikov (2004) .

No parece haber tanta información sobre cambios de período en estrellas variables no cefeidas, aunque Smith (2013) afirma que la mayoría de las variables de Mira muestran solo cambios de período de minutos, si los hay, y las variables RR Lyrae pueden mostrar aumentos de período a medida que evolucionan. hacia el rojo a través de la franja de inestabilidad hacia el final de sus vidas, como es el caso de las Cefeidas. Esto, por cierto, no está totalmente de acuerdo con la teoría de la evolución.