Stelle Variabili
Le stelle variabili sono per definizione delle stelle che possiedono una intrinseca variazione di luminosità nel tempo dovuta a varie e differenti cause, la principale di queste risiede in una continua espansione e successiva compressione degli strati più esterni del corpo celeste. Queste fluttuazioni determinano la variazione della temperatura superficiale e conseguentemente della luminosità. Per distinguere le vere stelle variabili dalle presunte tali sono state create due grandi famiglie di stelle variabili: le variabili intrinseche e quelle estrinseche.
Variabili Estrinseche
Le classe delle variabili estrinseche racchiude gli oggetti che solo apparentemente si comportano come stelle variabili, procedendo con un’analisi più approfondita si scopre che questi oggetti nella quasi totalità dei casi sono stelle doppie o multiple. Nella sezione “stelle binarie” abbiamo già affrontato alcuni tipici esempi di variabili fittizie. Nella parte relativa alle variabili ad eclissi abbiamo introdotto il caso della stella Algol (α Persei), se riflettiamo un attimo possiamo accorgerci che questa stella si comporta esattamente come una variabile non perché possiede delle variazioni di luminosità derivanti da fluttuazioni dei suoi strati più esterni ma perché possiede una stella compagna che la eclissa periodicamente alterando la sua luminosità che altrimenti sarebbe costante.
Variabili Intrinseche
La classe delle variabili intrinseche racchiude le stelle che subiscono effettivamente variazioni di luminosità non dovute ad altri corpi. Le variazioni di luminosità sono dovute quasi esclusivamente a due cause fondamentali: il continuo ciclo di espansione-compressione degli strati più esterni o i fenomeni eruttivi superficiali altamente energetici che espellono materia. Vedremo in dettaglio questi due fenomeni nelle trattazioni dedicate alle singole classi di variabili. Prima di procedere ci serve introdurre una formula importantissima nell’ambito stellare denominata legge di Stefan-Boltzmann:
Questa legge ci comunica che la luminosità di una stella è proporzionale alla temperatura superficiale elevata alla quarta potenza, inoltre è anche presente la costante di proporzionalità sigma denominata costante di Stefan-Boltzmann. In altre parole possiamo dire che una piccola variazione di temperatura produce una grande variazione di luminosità, ma una piccola variazione di temperatura è proprio quella che si crea nel continuo ciclo di espansione-compressione degli starti più esterni della stella. Questa formula ci dimostra che una variazione modesta di temperatura superficiale produce una grande variazione di luminosità nelle stelle che spesso si rende percepibile anche ad occhio nudo. Abbiamo fino ad ora introdotto per linee generale i meccanismi di fluttuazione che conferiscono alle stelle la caratteristica variabilità, cerchiamo adesso di individuare visivamente dove si collocano le stelle variabili nel diagramma HR osservando il grafico sottostante:
Come possiamo vedere le stelle variabili come tutte le stelle non si distribuiscono
in maniera casuale nel grafico ma si concentrano in aree ben distinte rappresentate
dai quadrilateri neri che in un certo senso ci trasmettono immediatamente i
valori medi tipici di luminosità e temperatura della classe: Esistono numerosi
tipi di stelle variabili spesso divise in varie sottoclassi, nel grafico sono
riportate solo le classi più importanti: si va dalle variabili supergiganti
estremamente calde e massive appartenenti al tipo β Cephei fino alle piccole
e fredde ma non meno suggestive “Flare stars” (o stelle a brillamento).
Procederemo ora all’analisi dei singoli casi:
Variabili Cefeidi
Questa classe di stelle variabili costituisce sicuramente la classe delle
stele variabili più importanti poiché oltre ad esser le più diffuse presentano
una correlazione tra periodo e variazione di luminosità estremamente lineare.
Il nome di questa classe di stelle deriva dalla stella δ Cephei, la prima variabile
di questo tipo osservata nella nostra galassia. Nel 1912 l’astronoma
Henrietta Leavitt scoprì quasi per caso lo stretto legame tra periodo-luminosità
che le rende così importanti. Questa proprietà intrinseca ha fatto guadagnare
a questi oggetti l’appellativo di “candela standard”.
In generale in astronomia gli oggetti la cui distanza può essere stimata tramite
metodi indiretti prendono il nome di “candela standard”. L’osservazione diretta
del periodo di pulsazione nelle stelle variabili ci permette di stimare la distanza;
questo parametro in astronomia come tutti sanno è fondamentale perché su di
esso si basano numerose conseguenze fisiche.
Le variabili cefeidi sono in generale stelle giovani giganti gialle di classe
compresa tra F e K di popolazione I. I periodi di variazione di luminosità vanno
tipicamente da 1 a 50-100 giorni con fluttuazioni in magnitudine dell’ordine
di 0.1-2.5. La luminosità delle stelle cefeidi è in genere compresa tra 1000
e 10000 volte quella del Sole.
Il grafico caratteristico di una variabile cefeide presenta una curva molto
ripida nella fase di incremento di luminosità seguita da una più lieve nella
fase di discesa. Il fenomeno che permette la “pulsazione” degli strati più esterni
è già stato descritto nell’ambito dei processi di formazione stellare. L’enorme
quantità di radiazione generata dalla stella innesca i processi di ionizzazione
dell' He+ presente negli involucri superficiali che si trasforma
in He++, l’He++ è molto più opaco alla radiazione di conseguenza
riesce a trattenere il calore senza irradiarlo nello spazio. Questa energia
immagazzinata determina in breve tempo un incremento della temperatura superficiale
della stella e una conseguente espansione degli strati più esterni seguita da
un aumento di luminosità, ma in breve tempo l’energia eccedente che è stata
inglobata viene rilasciata nello spazio, ciò determina una diminuzione di temperatura
e una successiva contrazione della stella. Questo ciclo si ripete indefinitamente
conferendo alla stella la caratteristica variabilità. Il periodo di variazione
di una cefeide presenta una cadenza estremamente costante, per questo motivo
le variabili cefeidi vengono utilizzate come candele standard nella misura delle
distanze da più di un secolo.
Si è calcolato, ad esempio, che una cefeide con periodo di tre giorni ha una
luminosità pari ad 800 volte quella del Sole, una con periodo stimato di trenta
giorni è 10000 volte più luminosa del Sole.
L’elevata luminosità delle cefeidi le rende visibili anche in galassie e ammassi
globulari molto lontani da noi, ciò le rende ottimi indicatori di distanza anche
per soggetti remoti.
Le prime stelle cefeidi identificate in galassie diverse dalla nostra furono
osservate dall’astronomo americano Edwin Hubble intorno agli
anni ’20, tutt’oggi il telescopio spaziale Hubble ha individuato variabili cefeidi
in galassie lontane oltre 60 milioni di anni luce. Nel 1952 l’astronomo
Walter Baade si accorse che non tutte le stelle fino ad allora
classificate come cefeidi presentavano medesimi comportamenti, ciò lo spinse
a proporre l’esistenza di un ramo secondario delle stelle cefeidi noto come
variabili W Virginis.
Variabili W Virginis
Le stelle variabili di tipo W Virginis prendono il nome dall’omonima stella W della costellazione della Vergine. Queste stelle si distinguono dalle classiche cefeidi perché a differenza di queste ultime sono stelle vecchie di Popolazione II, inoltre presentano una magnitudine assoluta inferiore di circa 1.5 volte rispetto alle corrispondenti cefeidi classiche. Il periodo tipico di una W Virginis varia da un giorno a circa 50-60.
Variabili RR Lyrae
Le stelle variabili di tipo RR Lyrae prendono il nome dall’omonima stella
RR della costellazione della Lira. Questa stella è la capostipite della classe
di stelle che presentano comportamenti analoghi, essa varia tra magnitudine
7,4 e 8,6 in meno di un giorno.
Le RR Lyrae sono molto comuni negli ammassi globulari in quanto sono stelle
vecchie molto piccole (molto meno del Sole) di popolazione II. Il loro periodo
di variabilità è tipicamente più corto di un giorno. La magnitudine assoluta
delle RR Lyrae è di circa 0.6±0.3. Questa classe di variabili viene quasi esclusivamente
utilizzata per stimare la distanza degli ammassi globulari, in alcuni di questi
sono state individuate più stelle RR Lyrae.
Variabili δ Scuti
Le stelle variabili di tipo δ Scuti prendono il nome dall’omonima stella
δ della costellazione dello Scudo. La stella prototipo mostra fluttuazioni in
magnitudine apparente comprese tra 4,60 e 4,79, con un periodo di 4,65 ore.
Altre variabili Delta Scuti famose sono Denebola (β Leonis)
e Caph (β Cassiopeiae).
Le variazioni di luminosità sono semiregolari e vanno tipicamente da 0,003 a
0,9 magnitudini nel corso di alcune ore. L'ampiezza e il periodo delle variazioni
non è costante in quanto presenta fluttuazioni casuali. Le stelle di questo
tipo sono in genere giganti di classe compresa tra A0 e F5.
Variabili S Doradus
Le stelle variabili di tipo S Doradus prendono il nome dall’omonima stella S della costellazione del Dorado. Queste stelle sono corpi estremamente grandi, si pensa che raggiungano masse di oltre 150 volte quelle del Sole, ben oltre il limite superiore “permesso” delle stelle (50-60 masse solari) sinora osservato. Queste stelle presentano una luminosità enorme dell’ordine di milioni di volte quella del Sole ma sono troppo lontane per manifestarla. Proprio in relazione alla loro massa e alla loro luminosità sono state definite come stelle “ipergiganti”. Presentano una variazione di luminosità estremamente lenta, spesso danno vita a esplosioni che si manifestano come incrementi istantanei di luminosità. Le due rappresentati più illustri di questa classe sono sicuramente la stella η (eta) Carinae e la Pistol Star. Recenti studi suggeriscono che la Pistol Star sia la stella più grande presente nella nostra galassia, un “mostro” di immani dimensioni che irradia in un secondo l’energia che il nostro Sole irradia in un anno. Pochi sanno che la stella η (eta) Carinae nella seconda metà del XIXo secolo era la seconda stella più brillante del cielo dopo Sirio, successivamente ha subito un enorme decremento di luminosità che l’ha fatta precipitare all’attuale 8a magnitudine.
(la stella η (eta) Carinae circondata da ingenti quantità di gas e polveri)
Variabili Semiregolari
Le variabili semiregolari sono in genere stelle giganti rosse o supergiganti che oscillano in maniera irregolare in cicli che possono andare da circa 20 giorni fino a 2000 subendo fluttuazioni tipiche comprese tra qualche decimo di magnitudine fino a 1-2 magnitudini. L’esempio più illustre di questa classe di variabili è la stella Betelgeuse (α Orionis). Il meccanismo di pulsazione di queste stelle non è stato ancora ben compreso.
Variabili β Cephei
Le variabili appartenenti alla classe dalle β Cephei sono stelle estremamente calde e massive che irradiano per la gran parte nell’ultravioletto. Le variazioni sono veloci e molto esigue. Tutt’oggi, nonostante i cospicui sforzi nel campo della ricerca, il meccanismo di pulsazioni delle variabili appartenenti a questa classe non è stato ancora scoperto.
Variabili di tipo “Mira”
Le variabili di tipo Mira prendono il nome dalla stella Mira Ceti
appartenete alla costellazione della Balena. Queste stelle sono supergiganti
rosse di classe spettrale M, S o C (classe delle stelle al Carbonio). Il loro
periodo tipico si aggira su intervalli di 100-500 giorni, per questo motivo
sono spesso definite variabili di ”Lungo Periodo”, mentre la variazione in luminosità
si aggira intorno alle 6 magnitudini.
La stella Mira possiede un periodo di oscillazione di circa 330 giorni in cui
oscilla mediamente tra magnitudine 2 e 4 ma nei periodi di minimo storico ha
toccato l’incredibile traguardo della 12a magnitudine. Questa stella
possiede un diametro stimato di circa 2UA (due volte la distanza Terra-Sole)
con una temperatura superficiale di circa 2000 K, per questa ragione la maggior
parte delle radiazioni emesse da queste variabili ricade nell’infrarosso.
Variabili Eruttive
Alla classe delle variabili eruttive appartengono quelle stelle che subiscono delle eruzioni cromosferiche o addirittura nella corona che si manifestano come repentine liberazioni di energia sulla superficie della stella. Queste stelle possiedono un periodo del tutto casuale e spesso sono circondate da ingenti quantità di gas o materiale interstellare che viene espulso durante le stesse eruzioni. Questo gruppo di variabili include varie sottoclassi tra cui possiamo citare le “Flare Star”, le variabili nebulari e le variabili “R Coronae Borealis”.
Variabili Cataclismiche
Nelle variabili cataclismiche le eruzioni energetiche superficiali sono create da alterazione dei processi di fusione nucleare nel nucleo. Le esplosioni liberano molta più energia di quelle che avvengono nelle variabili eruttive e, a volte, possono essere così violente da provocare addirittura la distruzione della stella stessa.. Questo gruppo di variabili include la novae, le dwarf novae e le supernovae (può sembrare strano ma le stelle che si trovano nelle ultime fasi della propria vita tendono a comportarsi come variabili).
Flare Stars
Quelle che vengono definite “flare stars” sono molto spesso meglio conosciute come “variabili a brillamento” o variabili UV Ceti dal nome della stella capostipite di questo gruppo. Queste stelle sono in generale stelle giovani di classe spettrale M molto diffuse negli ammassi stellari aperti. Ad intervalli del tutto casuali queste stelle emettono i cosiddetti “flares” che sostanzialmente sono delle gigantesche eruzioni superficiali di energia che si manifestano con estrema violenza nell’arco di pochi minuti. I flare producono variazioni di luminosità al massimo di 4-5 magnitudini e si esauriscono del tutto nell’arco di qualche minuto. Una variabile di questa classe può emettere più flare nell’arco di un solo giorno, oltre all’incremento di luminosità questi flare producono un aumento dell’emissione della stella nella banda radio. Si pensa che l’emissione di flare sia causata da veloci fluttuazioni del campo magnetico superficiale della stella. Tra le stelle più famose appartenenti a questa classe ricordiamo due delle stelle più vicine a noi: Proxima Centauri e Wolf359.
Variabili Nebulari
Le cosiddette variabili nebulari si formano nelle regioni interstellari dove la concentrazione di gas e polveri sono ingenti, di solito queste regioni costituiscono quelle spettacolari strutture che prendono il noma di nebulose. Le stelle più importanti appartenenti a questa classe sono sicuramente le T Tauri. In generale le stelle appartenenti a questa classe sono stelle giovani di recente formazione o addirittura stelle che non si sono ancora collocate sulla sequenza principale che risplendono nell’universo con una luminosità pari a circa 10a magnitudine. Lo spettro di queste stelle rivela una ingente attività cromosferica spesso seguita da espulsioni violente di polvere e gas. Dal momento che le variabili T Tauri sono collocate nelle nebulose risultano anche difficili da osservare. Queste stelle subiscono periodi di variazione molto brevi e molto intensi, infatti nel 1937 la stella FU Orionis (appartenete a questa classe di variabili) subì variazioni di circa 6 magnitudini. Un simile evento fu osservato nel 1969 nella stella V1057 Cygni che subì variazioni di circa 5.8 magnitudini.
Variabili R Coronae Borealis
La variabili appartenenti a questa classe presentano un comportamento anomalo poiché è esattamente inverso a quello che si verifica normalmente. Queste stelle alternano periodi di minima luminosità lunghi svariati anni a periodi di luminosità normale molto più modesti (in genere dell’ordine di qualche mese). Il salto di luminosità che subiscono durante questo processo può arrivare a 10 magnitudini, ad esempio la stella R Coronae Borealis, ovvero quella che dà il nome alla classe, possiede una magnitudine “normale” di 5.8 ma ha subito periodi di minimo che l’hanno fatta precipitare fino alla magnitudine 14.8 durati molti anni. Le variabili R CrB sono mediamente molto ricche di carbonio e di elementi pesanti.
