Kararsızlık kuşağı

**Kararsızlık kuşağı**, Hertzsprung-Russell diyagramında yer alan ve genellikle birbiriyle ilişkili çeşitli zonklayan değişen yıldız sınıflarının bulunduğu bölgenin adıdır. Bu bölgede ana kol yakınlarında Delta Scuti değişenleri, SX Phoenicis değişenleri ve hızlı salınım gösteren Ap yıldızları (roAps) bulunur. Kuşak, yatay kolla kesiştiği alanda RR Lyrae değişenlerini, üstdevlerin bulunduğu alandan geçerken ise Sefe değişenlerini içerir.

Yıldız zonklamalarının aynı mekanizmaya dayandığı düşünüldüğü için, RV Tauri değişenleri de genellikle kararsızlık kuşağında yer alan yıldızlar olarak kabul edilir. Bu yıldızlar, kuşağın daha parlak olan Sefelerin sağında kalan (daha düşük sıcaklıktaki) bölümünde bulunur.

## HR diyagramındaki konumu

Hertzsprung-Russell diyagramı, yıldızların gerçek ışıma gücünü, etkin sıcaklıklarına (fotosfer sıcaklıkları ile belirlenen renklerine) göre gösteren bir grafiktir. Kararsızlık kuşağı, ana kolu (diyagramın sol üstünden sağ altına uzanan belirgin çapraz şerit) A ve F sınıfı yıldızların () bulunduğu bölgede keser ve G ile K sınıfı parlak üstdevlere kadar uzanır. RV Tauri yıldızları en sönük durumdayken dahil edilirse bu uzantı, M sınıfının başlarına kadar ulaşabilir. Ana kolun üzerinde, kararsızlık kuşağındaki yıldızların büyük çoğunluğu değişen yıldızlardır. Kararsızlık kuşağının ana kolla kesiştiği yerde ise yıldızların büyük çoğunluğu kararlıdır ancak roAp yıldızları ve Delta Scuti değişenleri gibi bazı değişenler de bu bölgede bulunur.

## Zonklamalar
Kararsızlık kuşağındaki yıldızlar, Kappa mekanizmasına dayanan ve He III'ün (iki kat iyonize Helyum) yol açtığı bir süreçle zonklarlar. Normal A-F-G sınıfı yıldızların fotosfer katmanında Helyum nötr durumdadır. Fotosferin daha derinlerinde, sıcaklığın 25.000–30.000 K'ya ulaştığı yerde He II katmanı (ilk Helyum iyonizasyonu) başlar. İkinci Helyum iyonizasyonu (He III) ise sıcaklığın 35.000–50.000 K olduğu derinliklerde meydana gelir.

Yıldız büzüldüğünde He II katmanının yoğunluğu ve sıcaklığı artar. Bu enerji artışı, He II'deki son elektronu da kopararak onu He III'e dönüştürmek (ikinci iyonizasyon) için yeterlidir. Bu durum, Helyum katmanının opaklığının (ışık geçirmezliğinin) artmasına ve yıldızın içinden gelen enerji akısının etkili bir şekilde emilmesine neden olur. Yıldızın çekirdeğindeki sıcaklık artar ve bu da onun genişlemesine yol açar. Genişlemenin ardından He III soğur, serbest elektronlarla yeniden birleşerek He II'yi oluşturur ve yıldızın opaklığı azalır. Bu sayede, hapsolmuş ısı yıldızın yüzeyine yayılabilir. Yeterli miktarda enerji yayıldıktan sonra, üst katmanlardaki yıldız maddesi He II katmanının tekrar büzülmesine neden olur ve döngü baştan başlar. Bu süreç, yıldızın yüzey sıcaklığında gözlemlenen artış ve azalışları meydana getirir. Bazı yıldızlarda ise zonklamalara yaklaşık 200.000 K sıcaklıktaki metal iyonlarının opaklık zirvesi neden olur.

Bir yıldızın radyal zonklamaları ile parlaklık değişimleri arasındaki faz farkı, He II bölgesinin yıldız atmosferinde yüzeye olan uzaklığına bağlıdır. Bu durum, Sefelerin çoğunda belirgin şekilde asimetrik bir ışık eğrisi yaratır; parlaklık hızla en yüksek seviyeye çıkar ve ardından yavaşça en düşük seviyeye geri döner.

## Diğer zonklayan yıldızlar
Kararsızlık kuşağında bulunmayan ve farklı mekanizmalarla harekete geçen çeşitli zonklayan yıldız türleri de vardır. Daha düşük sıcaklıklarda uzun dönemli değişen AGB yıldızları yer alır. Daha yüksek sıcaklıklarda ise Beta Cephei ve PV Telescopii değişenleri bulunur. Ana kol yakınlarında, kararsızlık kuşağının tam kenarında Gama Doradus değişenleri mevcuttur. Beyaz cüceler şeridi ise üç ayrı bölgeye ve değişen yıldıza sahiptir: DOV, DBV ve DAV (= ZZ Ceti) değişenleri. Bu zonklayan değişen yıldız türlerinin her biri, Helyum dışındaki elementlerin kısmi iyonizasyon bölgelerindeki değişken opaklıktan kaynaklanan kendilerine ait birer kararsızlık kuşağına sahiptir.

Alfa Cygni değişenleri de dahil olmak üzere yüksek ışıma gücüne sahip üstdevlerin çoğu bir miktar değişkenlik gösterir. Kararsızlık kuşağının üzerindeki daha parlak yıldızların bulunduğu özel bölgede, düzensiz zonklamalar ve püskürmeler sergileyen sarı üstündevler bulunur. Daha sıcak olan parlak mavi değişenler de bunlarla ilişkili olabilir ve düzensiz püskürmelerin yanı sıra benzer kısa ve uzun vadeli tayfsal ve parlaklık değişimleri gösterirler.

## Kaynakça