[URL=http://www.radikal.ru][IMG]http://s13.radikal.ru/i186/1011/e7/25835d3c0a41.gif[/IMG][/URL]

[I]Рис. 2. Схематическое расположение областей,
определяющих основные особенности пульсаций
модели переменной звезды типа RR Лиры. Нижняя
шкала указывает доли звездной массы, отсчитываемой
от поверхности [U]("инертная" область в объеме ≈ 0,25 R
от центра содержит свыше 99% массы звезды M[/U],
а масса зон ионизации всего лишь ~ 10 ^-6 М солн). [/I]

[B][U]Теория радиальных колебаний[/U], возбуждаемых ионизационными механизмами, [U]хорошо объясняет осн. особенности пульсации звёзд [/U](П.з) в полосе неустойчивости (цефеиды, переменные типа RR Лиры, δ Щита), хотя ряд вопросов еще не решен. П. долгопериодических, полуправильных и неправильных переменных изучены значительно хуже, отчасти [U]из-за трудностей, связанных с необходимостью учета взаимодействия П. с [I]конвекцией[/I][/U], очень эффективной в оболочках этих звезд. Переменность белых карликов и нек-рых звезд типа β Цефея связана, вероятно, с их нерадиальными колебаниями, однако[U] механизмы возбуждения П. этих звезд пока неизвестны.[/U] [U]Солнце также явл., по-видимому, пульсирующей звездой, испытывающей различные виды радиальных и нерадиальных колебаний с периодами от нескольких минут до нескольких часов[/B][/U]
http://www.astronet.ru/db/msg/1188567

Трудности очевидны и их лишена, в этой части, ТНР, для которой полоса нестабильности выглядит как элемент последовательности масс, а не как "провал" с полным изменением свойств, структуры в стандартной модели. Здесь явление переменных просто "раскрывает" стандартную структуру объектов ОНОП, в частности, звёзд, показывает соответствующие "сферы".