STELLE VARIABILI


CLASSIFICAZIONE. Quando si scopre una stella variabile prende il nome della costellazione dove si trova preceduto dalla lettera R. Se si scopre nella stessa costellazione una seconda variabile la lettera è S e così via fino alla fine dell'alfabeto. Se poi sono scoperte altre variabili si raddoppiano le lettere sempre a partire da R: RR, RS fino a ZZ. Se infine si scoprono altre variabili ancora si usano le lettere AA, AB fino a QZ. Con questo metodo si possono classificare 334 variabili. Oltre 334 si preferisce adottare una classificazione del tipo V335, V336,... sempre prima del nome della costellazione. Per alcune variabili si è mantenuto l'uso delle lettere greche (es: δ-Cephei). Dal punto di vista astrofisico la classificazione delle variabili dipende dalla forma della curva di luce (), dalla classe spettrale e dal moto radiale osservato. Le osservazioni possono essere fatte al di fuori dello spettro visibile sia per le onde radio che per i raggi X. In ambedue casi le emissioni aumentano simultaneamente con la loro brillanza ottica.

Le stelle variabili sono solitamente divise in tre grandi gruppi: variabili pulsanti, variabili eruttive e variabili ad eclisse. Le variabili ad eclisse sono in effetti un sistema binario detto anche binario fotometrico. Nelle variabili pulsanti la variazione di brillanza è data dalla contrazione ed espansione degli strati esterni. Queste variabili sono giganti e supergiganti che hanno raggiunto nella loro evoluzione uno stato instabile. Le variabili eruttive sono solitamente stelle deboli che espellono massa e sono membri di un sistema binario chiuso in cui viene trasferita massa da una componente all'altra. Esiste anche un piccolo gruppo di variabili rotanti in cui la variazione di brillanza è data dalla non uniforme distribuzione di temperatura sulla superficie dovuta al moto di rotazione. Ma anche il nostro Sole ruota su sè stesso e può essere considerato una debole variabile rotante. Sotto questo punto di vista allora sono molto numerose le variabili rotanti.


VARIABILI PULSANTI. Le lunghezze d'onda delle linee spettrali delle variabili pulsanti cambiano durante la variazione di brillanza. Queste variazioni sono dovute principalmente all'effetto Doppler e mostrano che lo strato esterno della stella è in effetti pulsante. Si stima che le velocità dei gas variano da 40 a 200 km/s.

Il periodo di pulsazione corrisponde ad una frequenza propria della stella in modo simile ad un sistema meccanico oscillante. In addizione alla frequenza fondamentale sono possibili delle armoniche superiori . La variazione della brillanza osservata può essere interpretata come una sovrapposizione di modi di oscillazione.

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Nel 1920 A. Eddington mostrò che il periodo di pulsazione P è inversamente proporzionale alla radice quadrata della densità media:

P 1 ρ

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Il diametro della stella può anche raddoppiare durante la pulsazione ma solitamente le variazioni sono un pò minori. La luminosità dipende fortemente dalla temperatura effettiva secondo la relazione L T e 4 (Legge di Stefan-Boltzmann) ed è la variazione di quest'ultima la principale causa della variazione della brillanza.
Normalmente una stella è in equilibrio idrostatico. Ma queste variabili pulsano espandendosi e contrendosi sotto l'azione di due forze contrastanti: le forze di attrazione gravitazionali verso il centro della stella e le forze di pressione del gas, che spingono la materia verso l'esterno. Nello stato di compressione prevale l'azione espulsiva della pressione del gas e la stella si espande. In questa fase temperatura e densità della stella diminuiscono. Nello stato intermedio le forze di attrazione e di pressione sono in equilibrio ma il gas per inerzia continua ad espandersi. Ma nello stato di massima dilatazione la pressione del gas diminuisce tanto che le forze di attrazione gravitazionale fanno di nuovo contrarre la stella.
Cefeidi. Le più importanti variabili pulsanti sono sono le Cefeidi dal nome della variabile δ Cephei. Sono stelle supergiganti di popolazione I e di classe spettrale F−K. Il loro periodo è di 1-50 giorni e la loro magnitudine ha una variazione di 0.1−2.5. La forma della curva di luce è regolare ma mostra una rapida variazione di luminosità seguita da una più dolce diminuizione. La relazione tra il periodo della Cefeide e la magnitudine assoluta è stata scoperta da Henrietta Leavitt studiando le cefeidi nella Piccola Nube di Magellano. Questa relazione periodo-luminosità può essere usata per misurare le distanze di stelle e galassie vicine (perchè conoscendo il periodo si ricava la luminosità assoluta) .
4 La ragione di questo legame è che il periodo è dipende dalla densità media. Ma d'altro canto le dimensioni della stella, e quindi la densità, sono legati alla luminosità. Nel grafico la relazione è lineare se la scala del periodo è logaritmica.

W Virginis. nel 1952 W. Baade notò che in realtà esistono due tipi di cefeidi, le cefeidi classiche (dette anche cefeidi di tipo I) e le cefeidi simili alla W Virginis (cefeidi di tipo II). Tutte e due hanno una dipendenza luminosità-periodo simile ma le cefeidi tipo II sono più deboli in magnitudine. Questa differenza nasce dal fatto che le cefeidi classiche sono stelle più giovani di popolazione I e le W Virginis sono stelle più vecchie di popolazione II.

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RR Lyrae. La loro variazione di brillanza è minore rispetto alla cefeidi di solito una magnitudine in meno. Anche il loro periodo è più corto, meno di un giorno. Come le stelle W Virginis anche le stelle variabili RR Lyrae sono stelle un pò vecchie di popolazione II. Sono molto comuni negli ammassi globulari (sono state chiamate precedentemente variabili degli ammassi globulari). Tutte hanno quasi la stessa età e massa e rappresentano lo stesso stadio evolutivo in cui l'elio inizia a bruciare nel nucleo. Poichè si sono conosciute le magnitudini assolute di alcune RR Lyrae queste possono essere usate per valutare le distanze degli ammassi globulari.
Mira. Le variabili Mira sono supergiganti di classe spettrale M, S o C con linee di emissione nel loro spettro. Sono stelle che perdono gas stellare mediante vento stellare. Il loro periodo è lungo; mediamente 100-500 giorni (variabili di lungo periodo). La magnitudine varia tipicamente di 6 unità durante il periodo. La magnitudine di Mira varia da 2-4 a 12 e la sua temperatura è circa 2000 °K. Il 95% della radiazione è nell'infrarosso e ciò comporta che una picola variazione di temperatura causa una grande variazione di brillanza. 6
Variabili irregolari e semiregolari. Sono stelle supergiganti pulsanti, spesso stelle giovani e massiccie ma non hanno un periodo di pulsazione costante. Se c'è una certa periodicità nello loro pulsazioni sono chiamate semiregolari altrimenti sono irregolari. Un famoso esempio di variabile semiregolare è Betelgeuse (α Orionis). Il loro meccanismo di pulsazione non è ancora pienamente compreso.
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RV Tauri. Queste variabili pulsanti si collocano tra le Cefeidi e le variabili Mira nel diagramma HR. Il loro periodo dipende leggermente dalla luminosità. Vi sono delle caratteristiche non chiare nella loro curva di luce. Per esempio i minimi sono alternativamente profondi e poco profondi.

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16 Cefeidi nane e δ Scuti. Sono a volte considerati come tipi seperati e, nel diagramma HR, sono collocate sotto le RR Lyrae. Le cefeidi nane sono deboli e variabili più rapide delle cefeidi classiche. Le loro curve spesso mostarno battimenti dovuti all'interferenza tra la frequenza fondamentale e la prima armonica.

β Cephei . Sono collocate in un posto diverso nel diagramma HR rispetto le altre variabili. Sono stelle massicce che irradiano principalmente nell'ultravioletto. Le variazioni di luminosità sono rapide e di piccola ampiezza.

VARIABILI ERUTTIVE. Le variabili eruttive espellono rapidamente materiale stellare senza alcuna periodicità. Oggi sono diviste in due gruppi, le variabili eruttive e la variabili cataclismiche. La variazione di brillanza delle variabili eruttive è causata da improvvise eruzioni nella cromosfera o nella corona. queste stelle sono solitamente circondate da una nuvola di gas stellare che partecipa all'eruzione. Questo gruppo di stelle include anche le stelle a brillamento, (flare stars) vari tipi di variabili nebulari e le stelle tipo R Corona Borelais. Possono essere considerate variabili eruttive anche le nove normali, le nane nove, le nove ricorrenti, le variabili simili a nove e e le stelle simbiotiche. Le eruzioni delle variabili cataclismiche sono dovute a reazioni nucleari nella superficie della stella all'interno. Le esplosioni sono così violente che possono anche distruggere l'intera stella. Le variabili cataclismiche sono le supernove.

Stelle a brillamento (o UV Ceti) . Sono giovani stelle nane di classe spettrale M trovate principalmente negli ammassi giovani. Ad intervalli irregolari generano brillamenti sulla superficie simili a quelli del Sole. Questi brillamenti sono legati a perturbazioni del campo magnetico superficiale. Le energie dei getti delle stelle a brillamento sono simili a quelle del Sole ma poichè le stelle sono molto meno luminose del Sole, un brillamento può causare la brillanza aumentare di 4-5 magnitudini. Il brillamento raggiunge il suo massimo in pochi secondi e poi si spegne dopo pochi minuti. I brillamenti sono accompagnati da impulsi radio come nel Sole e per questo motivo le stelle a brillamento sono state le prime stelle a essere rivelate come sorgenti radio.

Variabili nebulari. In corrispondenza a nebulose luminose o oscure vi sono delle stelle variabili. Le stelle T Tauri sono le più interessanti. Queste stelle sono di formazione molto recente e la brillanza varia in modo molto irregolare. I loro spettri contengono linee di emissione generati nella cromosfera della stella e mostrano che materia viene espulsa fuori le stelle. Poichè le stelle T TaurI sono collocate dentro dense nebulose sono difficili da osservare e sono studiate principalmente con tecniche radio e infrarosso. Comunque le stelle in formazione possono cambiare la loro brillanza molto rapidamente. Per esempio nel 1969 la V1057 Cygni ha cambiato la sua magnitudine di sei unità.

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Le stelle R Corona Borelais hanno una curva di luce inversa rispetto una nova. Infatti la loro brillanza può diminuire di circa dieci magnitudini, restare bassa anni e poi tornare alla luminosità loro normale.
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Una variabile eruttiva molto interessante è la η Carinae. Al momento è una stella di magnitudine 6 circondata da un sottile ma esteso sviluppo di polveri e gas. Nel XIX secolo η Carinae è diventata la seconda stella più liminosa del cielo dopo Sirio. A metà del secolo rapidamente la magnitudine è scesa ad 8 ma ne XX secolo la sua brillanza è un pò aumentata. La nebulosa di polveri che circonda la stella è la più intensa sorgenti all'infrarosso all'esterno del sistema solare. L'energia irradiata da η Carinae è assorbita dalla nebulosa e re-irradiata nell'infrarosso. Non si è certi se η Carinae sia una nova o una stella molto giovane che non può evolvere in modo normale a causa della nebulosa che la circonda.

Nove normali. Le esplosioni delle nove sono molto rapide. Entro un giorno o due la brillanza raggiunge il massimo, 7−8 volte maggiore della normale brillanza. Poi segue un graduale declino che può durare mesi o anni. Nelle nove ricorrenti la brillanza a volte diminuisce di 10 magnitudini e nelle nove nane tra 2-6 magnitudini.

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Le nane nove e le nove ricorrenti sono variabili simili a nove che eruttano frequentemente . Per le nove ricorrenti l'intervallo di tempo tra le esplosioni è pochi decenni e per le nane nove 20-600 giorni. L'intervallo di tempo dipende dalla potenza dell'esplosione: più è potente e più lungo l'intervallo di tempo. È possibile che anche le nove ordinarie siano ricorrenti con un intervallo di tempo di centinaia o milioni di anni. Dalle osservazioni emerge che tutte le nove e le nane nove fanno parte di sistemi binari stretti. Una componente del sistema binario è una stella normale e l'altra è una nana bianca circondata da un anello di gas. La stella normale si estende fino alla sua superficie di Roche e per questo motivo si nasce un flusso di materia verso la nana bianca. Quando una massa sufficiente si è accumulata sulla superficie della nana bianca il suo idrogeno va in fusione ed la massa è esplusa dalla nana. La luminosità della stella aumenta improvvisamente. Quando la massa espulsa si espande, la temperatura della stella decresce e diminuisce pian piano la sua luminosità. Tuttavia l'esplosione non ferma il trasferimento di materia stellare dalla compagna e il ciclo ricomincia. Un numero considerevole di nove nella nostra Galassia è nascosta dalle polveri e nebulose interstellari e il loro numero è difficile da stimare. Nella galassia di Andromeda sono state osservate circa 25-30 esplosioni di nove ogni anno. Il numero di nane nove è molto più alto. 13
Inoltre vi sono stelle variabili simili a nove che hanno molte delle proprietà delle nove come le linee di emissione del gas che circonda la stella e le rapide variazioni di luminosità. Queste variabili, alcune delle quali sono chiamate stelle simbiotiche, sono binarie strette con trasferimento di massa. Il flusso di gas dalla primaria crea un disco di gas attorno la secondaria ma non vi sono esplosioni tipo nova.
Le supernove. Le supernove sono stelle con la più grande variazione di brillanza. In pochi giorni la loro brillanza può crescere di 20 magnitudini e la luminosità di un fattore di centinaia di milioni di volte. Dopo il massimo va incontro ad un lento declino che dura parecchi giorni. Le supernove sono stelle esplosive. Nell'esplosione è espulso un guscio di gas che si espande alla velocità di 10000 km/s. Il guscio di gas espulso rimane visibile per migliaia di anni. Ciò che resta di una supernova poi diventa una stella di neutroni o un buco nero. Le supernova sono classificate come di tipo I e di tipo II se il loro spettro presenta evidenza di idrogeno o meno. Le supernove di tipo I sono poi divise in supernove di tipo Ia (se è presente silicio), Ib (no siliciio, è presente elio) e Ic (no sicilicio e poco elio). Le supernove si distinguono anche in base alla loro curva di luce. Nelle supernove di tipo I la brillanza diminuisce in modo regolare, quasi in modo esponenziale. La diminuizione di brillanza nelle supernove di tipo II è meno regolare ma il massimo di luminosità è minore. 14