Pás nestability ( nestabilita výlet v angličtině ) je téměř svislá plocha Hertzsprung-Russell diagram obsazeny hvězdy pulzující proměnné : Typ proměnné RR Lyrae , W Virginis , ZZ Ceti , RV Tauri , Delta Scuti , SX phoenicis , cefeid a Rychle oscilační hvězdy Ap .
Pás nestability protíná hlavní sekvenci v oblasti hvězd A a F (1–2 M ☉ ) a táhne se téměř svisle (mírně nakloněná doprava) směrem k největším světelnostem.
Spodní část pásma nestability odpovídá Hertzsprungovu otvoru na Hertzsprung-Russellově diagramu .
Pás nestability prořízne hlavní sekvenci v oblasti hvězd typu A a F (1–2 M ☉ ) a rozšíří se na jasné superobří typy G a časné K (časné M, pokud jsou zahrnuty hvězdy typu RV Tauri na jejich minimu). Nad hlavní sekvencí je drtivá většina hvězd umístěných v pásmu nestability proměnlivá. Tam, kde pásmo nestability prochází hlavní sekvencí, je drtivá většina hvězd stabilní, ale existuje několik proměnných, včetně hvězd roAp.
Hvězdy v pásmu nestability pulzují kvůli He III (dvojnásobně ionizované helium ). U normálních hvězd AFG je neutrální ve hvězdné fotosféře . Nižší pod fotosférou, přibližně 25 000–30 000 K, začíná vrstva He II (první ionizace He). Druhá ionizace (He III) začíná přibližně na 35 000–50 000 K.
Když se hvězda smrští, zvyšuje se hustota a teplota vrstvy He II. He II se začíná transformovat na He III (druhá ionizace ). To způsobí, že se neprůhlednost hvězdy zvýší a absorbuje se více toku energie zevnitř hvězdy. Teplota hvězdy stoupá a začíná bobtnat. Po expanzi se He III začne transformovat zpět na He II a opacita hvězdy klesá. Tím se snižuje povrchová teplota hvězdy. Vnější vrstvy se smršťují a cyklus pokračuje od začátku.
Fázový posun mezi radiálními impulsy hvězdy a změnami svítivosti závisí na vzdálenosti zóny He II od hvězdného povrchu ve hvězdné atmosféře . U většiny cefeidů to vede k jasně asymetrické světelné křivce, která rychle stoupá směrem k maximu a poté pomalu klesá k minimu.
Existuje několik typů pulzujících hvězd, které nejsou v pásmu nestability a pulzy produkované různými mechanismy. Proměnlivé hvězdy AGB s dlouhou životností se vyskytují při nízkých teplotách . Vysoké teploty jsou variabilní typ Beta Cephei a typ PV Telescopii . Hned na okraji pásma nestability poblíž hlavní sekvence jsou proměnné typu Gamma Doradus . Pás bílé převyšuje má tři typy proměnných v oddělených oblastech: trpaslíci Dov, DBV a DAV (= ZZ Ceti proměnné typu ). Každý z těchto typů pulzujících proměnných má přidružené pásmo nestability vytvořené oblastmi částečné ionizace s různou neprůhledností jiné než helium.
Většina velmi jasných supergiants je poněkud variabilní, včetně proměnných typu Alpha Cygni . V konkrétní oblasti jasnějších hvězd nad pásmem nestability jsou žlutý hyperobr, který vykazuje nepravidelné pulsy a erupce. Velmi horké proměnné modrého světla mohou souviset a krátkodobě i dlouhodobě vykazovat podobné odchylky ve spektru a jasu s nepravidelnými erupcemi.