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Variabili a lungo periodo
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Le stelle del tipo Mira sono dette anche, per le loro caratteristiche, variabili a lungo periodo. Esse formano la più numerosa tra tutte le classi di variabili conosciute: ne sono state catalogate, a tutt’oggi, oltre 4000. Le loro comuni caratteristiche sono: La variazione nello splendore è molto ampia, mediamente 5 o 6 magnitudini, e in alcuni casi vengono superate le 9 magnitudini. La c Cygni ha superato, in almeno un caso, le 10 magnitudini di ampiezza di variazione. I periodi vanno da circa 60 a 700 giorni, con poche stelle che superano questo limite. I periodi più comuni sono quelli tra i 200 e i 400 giorni. In generale, sembra che stelle di lungo periodo abbiano un’ampiezza maggiore e un colore più cupo, ma non necessariamente una luminosità intrinseca effettivamente superiore. Le variazioni non si ripetono con regolarità assoluta: spesso vi sono cambiamenti considerevoli tra un ciclo e l’altro, sia nel periodo che nell’ampiezza. Queste stelle sono tutte giganti rosse con magnitudini assolute (al massimo) tra –1 e –3. Circa il 90% di queste stelle sono di spettro M, mentre il rimanente 10% è di tipo spettrale C (che riunisce le vecchie classi R, N e S). Nel caso particolare di Mira, possiamo dire che le sue irregolarità sono quelle tipiche della classe di cui è il prototipo. Basandosi su registrazioni continue effettuate per diversi decenni consecutivi, si vede che i suoi massimi variano da un picco di magnitudine 2,50 fino a 4,80, con una media di 3,49; i minimi oscillano tra 8,60 e 9,60, con una media di 9,30. Il periodo più lungo mai registrato fu di 355 giorni tra due massimi successivi, e di 353 giorni tra due successivi minimi. Il periodo più corto fu di 304 giorni in entrambi i casi. Il periodo medio è di 331 giorni. Se le ipotesi sulla distanza di Mira (ai limiti delle capacità di misurazione diretta da parte di Hipparcos) sono giuste, la luminosità della stella, quando si trova al minimo, è dell’ordine di quella del Sole, mentre quando si trova in uno dei suoi massimi medi, supera la nostra stella di circa 250 volte. Al massimo del 1779 la stella può aver raggiunto lo splendore di 1.100 Soli. Malgrado la sua più che rispettabile distanza, le dimensioni di Mira, quando è al massimo della sua espansione, sono tali che già diversi decenni or sono si è riusciti a misurarne le dimensioni angolari, che sono risultate essere di circa 0,056”, corrispondenti ad un diametro effettivo di circa 600 milioni di km. Questo immenso volume, comunque, non deve trarci in inganno: la massa della stella, probabilmente, non eccede le due volte quelle del Sole; e la densità che ne risulta é pari ad appena lo 0,0000002 rispetto a quella della nostra stella: una densità così bassa che il vuoto pneumatico più spinto raggiungibile con le nostre tecniche non è in grado di eguagliarla. Anche le grandi ampiezze di variazione nello splendore sono ingannevoli, dato che hanno luogo soltanto nella banda visibile: l’effettiva variazione, considerando l’intera gamma dello spettro, non supera le 2,5 volte. Quando la stella si trova al minimo, infatti, essa emette soprattutto nell’infrarosso, radiazione rilevabile soltanto strumentalmente. Temperatura, colore e tipo spettrale di Mira (come di tutte le stelle del suo tipo) variano nel corso di ogni ciclo. Al minimo Mira è una delle stelle più fredde che conosciamo, con un tipo spettrale di M9 e una temperatura di circa 1.900 K. Al massimo, la temperatura tocca i 2.500 K e il tipo spettrale diventa M5 o M6. Grazie alle variazioni di temperatura, la stella diventa di un colore più cupo quando si indebolisce. Per quel che riguarda lo spettro, Mira è un oggetto interessante, con le sue forti righe oscure dell’ossido di titanio e le brillanti righe in emissione dell’idrogeno. Queste caratteristiche sono comuni a tutte le variabili a lungo periodo. E, come già accennato, si sono rilevate tracce di vapor d’acqua nell’atmosfera della stella (caratteristica comune ad altre giganti e supergiganti rosse). Tutte le caratteristiche fisiche di Mira sembrano variare regolarmente nel corso di ciascun ciclo, suggerendo che stiamo osservando una periodica pulsazione della stella, o almeno dei suoi strati più esterni. L’evidenza della pulsazione e della contrazione, tuttavia, non è così chiara come nel caso delle cefeide, che hanno un periodo molto più corto, e il meccanismo delle pulsazioni è stato a lungo oggetto di controversie. Oggi sappiamo che le giganti rosse sono stelle vecchie, vicine al punto di esaurimento dell’idrogeno, e in una fase critica della storia della loro evoluzione, prossima al momento dell’accensione dell’elio. |
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