Stelle variabili
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Le stelle sono oggetti che mostrano generalmente una stabilità che sfida i millenni: a parte la precessione e gli impercettibili moti propri, lo splendore delle stelle, generalmente, non sembra essersi modificato rispetto alle descrizioni che ci hanno lasciato i nostri progenitori. Oggi però sappiamo che molte stelle in realtà presentano nel tempo delle variazioni nella luminosità che possono essere o no regolari e più o meno vistose. Definiamo queste stelle variabili, e il loro studio è di importanza fondamentale per la comprensione dell’evoluzione stellare[1]. La loro storia ha inizio nel 1596 quando Fabricius osservò, nella costellazione della Balena (Cetus) una stella che non aveva mai visto prima[2].

La variabilità delle stelle, prima dell’avvento del telescopio, non era considerato un evento pressoché normale come ai nostri giorni: era certo più difficile da osservare, e i pregiudizi sull’immutabilità dei cieli contribuivano a lasciar passare inosservati i fenomeni che non fossero proprio impossibili da ignorare. Come, ad esempio, l’apparizione della nova nella costellazione dello Scorpione che, secondo Plinio, avrebbe indotto Ipparco di Nicea alla compilazione del suo catalogo stellare. O come la supernova del 1054, il cui relitto cosmico (la Crab Nebula) possiamo ammirare tuttora nel Toro, e che fu osservata e registrata dagli astronomi dell’estremo oriente e dagli indiani Navaho, mentre le cronache europee del tempo non ne parlano quasi affatto[3]; e ancora nel 1572 Tycho osservò una nuova stella nella costellazione di Cassiopea, e Keplero registrò una nova in Ofiuco nel 1604. Giovan Battista Hodierna osserva, verso la metà dello stesso secolo, la variabile P Cygni (che comunque era stata già scoperta, durante un massimo precedente, dall'Olandese Blaeuw nell'agosto del 1600), e registra Algol a volte di magnitudine 2 e a volte di magnitudine 3. Dogmi o non dogmi, l’uomo si abitua a tutto. E quando un fenomeno comincia a ripetersi con indisponente frequenza, i preti cessano di chiamarlo miracolo e di occuparsene, e lasciano il campo agli scienziati.

La ricerca scientifica sulle variabili, comunque, ha fatto passi da gigante soltanto in epoca relativamente recente, anche perché uno studio veramente approfondito prima dell’avvento della fotografia era praticamente impossibile. Esistono diversi tipi di stelle variabili, di cui qui di seguito diamo una breve descrizione.

A) Variabili ad eclisse. – Non sono vere e proprie variabili, in quanto la variazione del loro splendore non è intrinseca, ma è dovuto solo al periodico passare di una stella davanti ad un’altra lungo la nostra direzione d’osservazione. Se in una stella doppia l’inclinazione del piano orbitale è di circa 90°, se cioè il piano stesso è inclinato nello spazio in modo da coincidere o quasi con la direzione d’osservazione, allora le due componenti si eclissano reciprocamente nel corso di un periodo e la luce che vediamo varia nel tempo periodicamente. Esistono tre tipi di variabili (ma é più corretto chiamarle binarie) ad eclisse:

·          Stelle del tipo di Algol, dal nome della stella prototipo (Algol, b Persei): entrambi i membri hanno forma sferica, e il periodo è compreso in un intervallo molto ampio, generalmente da 2 a 3 giorni o da 5 a 8 giorni. Si distinguono un minimo principale ed un minimo secondario molto piccolo (quasi impercettibile). La stella rimane quindi per la maggior parte del tempo alla sua massima luminosità.

·          Stelle del tipo b Lyrae, in cui le due componenti sono così vicine da assumere una forma ellissoidale (a causa delle sollecitazioni mareali), e possono trovarsi quasi a contatto; le due stelle sono di dimensioni differenti. Periodo superiore a un giorno: variazioni di luminosità continue con alternanza di minimi molto e poco profondi.

·          Stelle del tipo W Ursae Majoris, i cui componenti sono di forma ellissoidale ma di uguali dimensioni (nane) e quasi a contatto. Periodo inferiore a un giorno.

Circa il 90% delle variabili ad eclisse ha periodi inferiori ai 10 giorni, quantunque esistano stelle con periodi eccezionalmente lunghi (pensiamo ai 9.883 giorni della e Aurigae); alcune stelle hanno periodo inferiore a 0,2 giorni: il periodo più breve (79 minuti) è quello di SX Phoenicis.

B) Variabili intrinseche. - Le variabili intrinseche o fisiche sono quelle in cui le variazioni di splendore sono dovute a variazioni nelle condizioni fisiche della stella: ad esempio, variazioni di temperatura, di densità, di volume. Le variabili intrinseche si dividono in due grandi classi, in base alle cause della variabilità stessa:

·          Variabili pulsanti: presentano una variazione abbastanza regolare di splendore, temperatura e densità, accompagnata da variazioni di velocità radiale che possono essere interpretate come oscillazioni o pulsazioni del raggio intorno a una posizione media.

·          Variabili eruttive: presentano variazioni meno regolari, aumenti improvvisi di splendore, e la variazione è di solito più intensa che nelle pulsanti. La causa della variazione è attribuita ad un’esplosione, in quanto tutte le righe spettrali denunciano (effetto Doppler) un intenso avvicinamento che indica l’espulsione di gas dalla stella.

La divisione, comunque, non è nettissima, in quanto si conoscono variabili pulsanti molto irregolari e variabili esplosive le cui esplosioni presentano una certa periodicità. Diamo adesso una breve descrizione delle caratteristiche dei tipi principali di variabili delle due classi.

Variabili pulsanti

·          Cefeidi a lungo periodo: prototipo di questa classe è la stella d Cephei. Si tratta di supergiganti gialle, con periodi compresi fra 1 e 70 giorni. Ampiezza delle variazioni compresa fra 0,1 e 2 magnitudini; la temperatura superficiale della stella aumenta di circa 1.000 K, il che provoca un cambiamento anche nel colore della stella, che al minimo tende verso il giallo o l’arancione, mentre al massimo tende verso il bianco. Il raggio subisce variazioni (pulsazioni) tra il 4% e il 20%. Si dividono a loro volta in Cefeidi classiche e stelle del tipo W Virginis:

·          le Cefeidi classiche sono stelle di Popolazione I, supergiganti di tipo spettrale F, G o K altamente evolute, tanto da aver esaurito le riserve di idrogeno ed elio. L'ascesa al massimo è più rapida del successivo declino e le curve di luce sono pressoché simmetriche.

·          le stelle W Virginis o Cefeidi di Popolazione II[4] hanno massa minore, e sono di circa 2 magnitudini più deboli delle Cefeidi classiche di periodo uguale, di cui sono anche meno regolari

·          Stelle del tipo RR Lyrae: variabili pulsanti con periodo inferiore a 1,5 giorni. Poiché si trovano soprattutto negli ammassi globulari, vengono chiamate anche variabili d’ammasso. La loro magnitudine assoluta è inferiore a quella delle cefeidi e la relazione tra il loro periodo e la loro luminosità è lineare. In realtà non si trovano affatto soltanto negli ammassi globulari, e la stessa RR Lyrae non fa parte di un ammasso. Gli spettri sono del tipo A o F; sono stelle vecchie, di massa inferiore a quella del Sole ma di raggio 4 o 5 volte superiore, ed hanno tutte più o meno la stessa luminosità. Vengono suddivise in diversi sottotipi (RRa, RRb, RRc) in base ai diversi intervalli di magnitudini e periodi.

·          Cefeidi nane: in passato venivano confuse con le RR Lyrae; il prototipo di questa classe è AI Velorum; hanno tipi da A ad F e magnitudine assolute comprese tra +1 e +5, con periodi fra 0,02 e 0,25 giorni.

·          Stelle del tipo d Scuti: presentano periodi estremamente brevi, al massimo un’ora; spesso hanno un comportamento simile a quello delle Cefeidi nane, con le quali venivano un tempo confuse (e quindi anche con le RR Lyrae). Hanno però ampiezze minori, spesso inferiori a 1 decimo di magnitudine; sono stelle giovani (tipi da A ad F) e molte sono binarie spettroscopiche. Le subnane che presentano le stesse caratteristiche sono chiamate stelle SX Phoenicis.

·          Stelle del tipo b Canis Majoris o b Cephei: giganti o subgiganti di tipo spettrale fra B0 e B3, con periodo compreso fra le 3 e le 6 ore; l’ampiezza della variazione va da 0,1 a 0,3 magnitudini; si tratta di stelle evolute che hanno esaurito la riserva di idrogeno nel nucleo.

·          Stelle del tipo Mira: chiamate anche variabili a lungo periodo, il loro prototipo é Mira Ceti (o Ceti), che oltre ad essere la stella più luminosa di questa classe è anche la variabile che è stata scoperta per prima. Le stelle di questo tipo sono giganti appartenenti ai tipi spettrali M, S, N ed R[5], con periodo compreso fra 80 e 1000 giorni, con ampiezza delle variazioni fra 2,5 e 6 magnitudine; le magnitudini assolute medie sono comprese fra +2 e -2, e la variazione può essere molto grande: c Cygni, per esempio, varia di 11 magnitudini. Gli spettri presentano righe in emissione, e molte di queste stelle possono essere sistemi binari.

·          Variabili semiregolari: anche queste sono giganti e supergiganti di tipo spettrale avanzato con periodo non più regolare (alle volte così indefiniti da essere praticamente irriconoscibili) . A questo gruppo appartengono Antares e Betelgeuse. Le ampiezze sono inferiori rispetto a quelle del tipo Mira, i periodi sono compresi fra circa 30 e circa 1.000 giorni. Ci sono varie suddivisioni in sottotipi (SRa, SRb, SRc, SRd[6]), secondo il tipo spettrale e la regolarità del periodo.

·          Stelle del tipo RV Tauri: stelle supergiganti di elevata luminosità, tipo spettrale F, G o K, raramente M; periodi fra 50 e 150 giorni, ampiezza di 3 magnitudine; alternano minimi profondi e poco profondi e sono divise anch'esse in sottotipi in base soprattutto alla maggiore o minore regolarità.

·          Stelle del tipo a2 Canum Venaticorum: variazioni soprattutto nell’intensità di determinate righe spettrali e di campo magnetico, piccole variazioni nelle pulsazioni e nella velocità radiale.

·          Variabili irregolari: giganti e supergiganti con curve di luce completamente irregolari. Ampiezze inferiori a 2 magnitudine, mediamente 0,5 magnitudine

·          Stelle del tipo a Cygni: supergiganti pulsanti dei tipi B o A, con periodi brevi e ampiezze inferiori a 0,1 magnitudini.

·          Stelle dei tipo ZZ Ceti: nane bianche pulsanti, con periodi che possono essere talmente brevi da toccare i 30 secondi (i più lunghi non toccano i 30 minuti) ed ampiezze inferiori a 0,2 magnitudini. Si possono a volte osservare brillamenti dovuti ad interazioni con una compagna molto vicina.

Variabili eruttive

·          Novae (stelle nuove): già nell’antichità erano state osservate stelle di questo tipo: secondo Plinio, era stata l’apparizione di una nova a spingere Ipparco, nel II sec. A. C., alla compilazione del suo catalogo. Ma solo nel corso del XX sec. si è giunti a capire che non si tratta di stelle effettivamente nuove, ma di stelle preesistenti la cui aumentata luminosità rendeva impossibile risalire alla stella nello stadio precedente all’esplosione (Praenova). Ciò oggi è viceversa possibile, grazie alla fotografia. Le praenovae sono stelle nane di elevata temperatura superficiale, di MV generalmente intorno a +4,5; nel giro di un giorno la luminosità aumenta fino a 9,5 magnitudini, e successivamente di altre due o più, fino ad un aumento totale che può raggiungere perfino le 13 magnitudini: quindi, all’apice, la stella giunge ad essere 150.000 volte più luminosa che nella fase iniziale del fenomeno. La fase di passaggio allo stadio di  exnova  può durare mesi o addirittura anni, e la magnitudine scende fino a +3 circa. Lo studio degli spettri delle novae mostra l’esistenza di un involucro gassoso in espansione. Si conoscono quattro classi diverse di novae, divise in base alla loro caratteristica curva di luce. L'aumento di luminosità può infatti manifestarsi in diversi modi: in poche ore, come nel caso di V 1500 Cyg (1975), che raggiunse una magnitudine assoluta di -10 ed una apparente di 1,8, ma che nel giro di una settimana scese sotto la soglia di visibilità ad occhio nudo; e può declinare molto lentamente, come nel caso di HR Delphini (1967). Le novae sono sistemi binari composti da una stella rossa di bassa densità e da una nana bianca. La nana bianca estrae materiale dalla stella rossa, e questo materiale produce un disco di accrescimento attorno alla nana bianca. Infine nell'atmosfera della nana bianca si produce un'esplosione nucleare, con espulsione di gas ad alta velocità; alla fine dell'esplosione il sistema ritorna al suo stato anteriore. Alcune stelle, come la T Coronae Borealis, hanno avuto più di un'esplosione, e sono dette novae ricorrenti.

·          Novae nane: dette anche stelle del tipo U Geminorum o SS Cygni. Dopo un periodo di stabilità presentano, in pochi giorni, un aumento di luminosità compreso tra 2 e 6 magnitudini, mentre il ritorno alla normalità si ha in 10-50 giorni. Non si trova alcuna periodicità nelle variazioni di magnitudine: l’intervallo tra un aumento e il successivo è compreso fra i 10 giorni e diversi anni. Anche in questo caso le stelle sono una nana rossa e una nana bianca, e la causa della variazione è la stessa delle vere novae, ma su scala molto più ridotta. Sono chiamate anche Variabili Cataclismiche.

·          Stelle del tipo SU Ursae Majoris: simili alle novae nane, hanno sia massimi normali sia "supermassimi" di ampiezza maggiore.

·          Stelle del tipo Z Camelopardalis: molto simili alle precedenti, ma a volte la luminosità si mantiene a un livello intermedio tra il minimo e il massimo per periodi di durata imprevedibile.

·          Variabili novoidi: sono stelle tutto sommato abbastanza diverse fra di loro, ma le loro esplosioni sono abbastanza simili a quelle delle novae vere e proprie. I tipi principali sono:

·          Stelle del tipo g Cassiopeiae: tipo spettrale B; dotate di una rotazione molto rapida, presentano negli spettri righe di emissione; perdono massa dalla regione equatoriale, e la loro evoluzione le porta ad uscire dalla sequenza principale. Hanno piccole ampiezze di variazione, di solito inferiori a 2 magnitudini.

·          Stelle del tipo Z Andromedae: dette anche stelle simbiotiche; sono binarie molto strette, spesso avvolte in una comune nebulosità. Una delle due componenti è una stella rossa fredda, mentre l'altra è molto calda; le variazioni sono causate da pulsazioni della stella rossa e contemporaneamente da interazioni fra le due stelle.

·          Stelle del tipo RR Telescopii: presentano lenti aumenti di luminosità che, secondo alcuni, potrebbero consistere in una transizione verso lo stato di nebulosa planetaria.

·          Stelle del tipo S Doradus: magnitudini assolute dell'ordine di -10, spettri da B ad F, ampiezze di variazioni tra 1 e 3 magnitudini che possono essere cicliche o irregolari. In effetti negli ultimi decenni si è appurato che 30 Doradus non è una stella; a questa categoria si può ascrivere, comunque, un oggetto come P Cygni.

·          Supernovae: di questa particolarissima classe di variabili parliamo a parte (vedi M 1 nella costellazione del Toro).

·          Stelle del tipo R Coronae Borealis: stelle giganti, che per lungo tempo mantengono luminosità costante, che talvolta diminuisce bruscamente di parecchie magnitudini, ritornando poi al valore iniziale. Non si è riusciti ad evidenziare una periodicità nel fenomeno. Povere di idrogeno ma ricche di carbonio, appartengono ai tipi spettrali F, G, K o R. Le ampiezze sono grandi, di almeno 10 magnitudini, e l'affievolimento è dovuto a nubi di "caligine" che si accumula nell'atmosfera della stella.

·          Variabili nebulari: variazioni di splendore del tutto irregolari, con ampiezze di variazione tra 1 e 4 magnitudini. Si distinguono diversi sottotipi:

·          Stelle del tipo T Orionis: spettri da B a K, piccola massa e variazioni irregolari;

·          Stelle del tipo RW Aurigae: simili, ma non associate a nebulose, ampiezze da 0,5 a 1 magnitudine e periodi da alcune ore a vari giorni;

·          Stelle del tipo T Tauri: variabili estremamente giovani, non ancora entrate nella sequenza principale (protostelle), variazioni irregolari di piccola ampiezza;

·          Stelle del tipo FU Orionis: spettri tra A ed F, possono aumentare la luminosità di molte magnitudini in pochi mesi e mantenersi al massimo per decenni; durante il massimo presentano righe in emissione.

·          Stelle del tipo UV Ceti : si tratta di nane rosse che presentano improvvisi aumenti di luminosità della durata di pochi minuti o al massimo di poche ore, e che regrediscono allo splendore normale altrettanto velocemente. L’aumento di splendore è compreso fra 1 e 6 magnitudini. Si dividono in stelle flare e stelle flash. Queste ultime sono legate a nubi di materiale interstellare e vengono osservate nelle associazioni T Tauri. Una ben nota stella flare è Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole.


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[1] Delle variabili vere e proprie non fanno parte le cosiddette variabili ad eclisse, che sono variabili solo apparentemente, in quanto la loro variabilità non è intrinseca, ma dipende semplicemente da un’azione di schermo che un membro di una stella doppia fa rispetto all’altro membro. L’effettiva variabilità fisica, intrinseca, di una stella dipende invece dal fatto che il flusso di energia emesso dalla stella non è costante nel tempo, per cui la stella appare più o meno luminosa a seconda del momento in cui la si osserva, e non perché un altro corpo le passa davanti.

[2] Vedi la scheda di o (Mira) Cet, nella costellazione della Balena.

[3] Vedi la scheda di M 1 (Crab Nebula) nella costellazione del Toro.

[4] Durante osservazioni di cefeidi nella Piccola Nube di Magellano, Henrietta Leavitt scoprì una correlazione tra il periodo e la magnitudine apparente media osservata e poiché le stelle nella Nube di Magellano si trovano tutte praticamente alla stessa distanza dalla Terra, ne consegue che esiste anche una correlazione tra periodo e luminosità assoluta. La relazione periodo-luminosità fu tarata sulle cefeidi più vicine, per poterne derivare e quindi la magnitudine assoluta, lavoro alquanto difficile perché non esistono cefeidi abbastanza vicine da poterne misurare la parallasse trigonometrica. Inoltre oggi sappiamo che la relazione periodo-luminosità relativa alle cefeidi classiche è diversa da quella relativa alle stelle del tipo W Virginis. L’utilità della relazione sta nel fatto che per ogni cefeide è sufficiente conoscere il periodo (facilmente determinabile) per conoscerne la magnitudine assoluta e quindi, in base a quella apparente, anche la distanza. Il metodo è impiegato per la misura della distanza di altri sistemi stellari, nei quali, ovviamente, occorre esistano cefeidi.

[5] I tipi spettrali S, R ed N oggi vengono compresi tutti nel tipo C.

[6] SRa: Semiregolari  giganti dei tipi spettrali avanzati (M, C, S or Me, Ce, Se) che esibiscono una persistente periodicità e, di solito, piccole ampiezze di variazione (< 2.5 magnitudine nel V). Ampiezze e forme delle curve di luce di solito subiscono dei cambiamenti, e i periodi possono andare dai 35 ai 1200 giorni. Molte di queste stelle differiscono dalle variabili tipo Mira solo perché mostrano soltanto piccole variazioni della luminosità.

SRb: Semiregolari  giganti dei tipi spettrali avanzati (come sopra) con periodicità scarsamente pronunciata (cicli medi  tra i 20e i 2300 giorni) o con un alternarsi di variazioni periodiche e di lente variazioni irregolari, e persino con intervalli di luminosità costante. (RR CrB, AF Cyg). Ad ogni stella di questo tipo può generalmente essere assegnato un certo periodo (ciclo) medio. In un certo numero di casi viene osservata la simultanea presenza di due o più periodi di variazione della luminosità.

SRc: Semiregolari  supergiganti dei tipi spettrali avanzati (m Cep) con ampiezze di circa 1 magnitudine e periodi tra I 30 e le molte migliaia di giorni.

SRd: Semiregolari  supergiganti e giganti dei tipi spettrali F, G, e K, a volte con righe di emissione nei loro spettri. Le ampiezze di variazione della luminosità vanno da 0.1 a 4 magnitudini e i periodi dai 30 ai 1100 giorni (SX Her, SV UMa).

 
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