Molte delle stelle che vediamo in cielo hanno una luminosità
variabile nel tempo, spesso in modo periodico. Le stelle variabili sono
di diversi tipi. Bisogna anzitutto distinguere tra variabili fisiche e
geometriche; le prime sono stelle che hanno intrinseche variazioni di luminosità,
mentre nelle altre la variabilità è dovuta a cause esterne
(ad esempio, nei sistemi doppi di stelle nei quali il piano orbitale è
visto di profilo, periodicamente una delle due componenti eclissa l'altra
e la magnitudine apparente del sistema cambia).
Nelle variabili fisiche, invece, le variazioni di luminosità
sono dovute a cambiamenti nelle proprietà della stella: essa deve
"aggiustarsi" in un'altro stato di equilibrio.
Una stella variabile è caratterizzata da una particolare curva
di luce, un diagramma nel quale è riportata la magnitudine apparente
della stella in funzione del tempo. Da essa si risale all'eventuale periodo
della variazione e alla sua ampiezza, cioè alle proprietà
distintive della stella.
In alcuni casi le variazioni di splendore della stella sono irregolari
o semiregolari.
In altri casi queste variazioni avvengono in modo regolare e periodico;
durante un periodo cambiano la magnitudine,
la temperatura, la densità, il raggio e la velocità radiale
del gas stellare, in vere e proprie oscillazioni o pulsazioni. Per questo
motivo tali stelle vengono anche dette variabili pulsanti.
Ci sono diversi tipi di variabili pulsanti, classificate in tre gruppi
principali, le Cefeidi classiche, le W Virginis e le RR Lyrae.
Questo tipo di stella variabile deriva il suo nome dalla prima stella
del genere che è stata scoperta, Delta Cephei. Si tratta di stelle
pulsanti, il cui raggio cioè varia periodicamente intorno ad un
valore medio. Queste stelle sono state studiate molto per catalogarne le
proprietà e sono utili
indicatori di
distanza: hanno permesso di calcolare la distanza di galassie vicine,
come M31 (Andromeda) o le Nubi di Magellano.
Il periodo è compreso tra 0.2 e 100 giorni circa; nel corso
di un periodo, il colore, la temperatura e il tipo
spettrale di queste stelle variano. La luminosità varia all'incirca
di una magnitudine.
La pulsazione avviene secondo un ciclo:
contrazione della stella ---> riscaldamento del nucleo ---> accelerazione
delle reazioni nucleari e sovrapproduzione di energia ---> espansione della
stella ---> dissipazione dell'energia accumulata ----> raffreddamento del
nucleo ---> decelerazione delle reazioni nucleari ---> squilibrio di pressione
---> contrazione.
Si tratta di un meccanismo piuttosto complesso, che coinvolge anche
variazioni di ionizzazione del gas degli strati esterni della stella.
La particolarità principale delle Cefeidi, scoperta dall'astronoma
H. Leavitt nel 1922, è che esiste una relazione tra il loro
periodo e la loro luminosità:
M = A + B log10(P)
dove A e B sono costanti, M è la magnitudine assoluta e P il
periodo della pulsazione.
Questa relazione è stata calibrata sulle Cefeidi di distanza
(e quindi di manitudine assoluta) nota, e ha permesso di ricavare la distanza
delle altre stelle dello stesso tipo. In realtà esistono Cefeidi
di due tipi, le cosiddette Cefeidi classiche e le W Virginis, meno luminose
delle prime. Le RR Lyrae, a loro volta, sono variabili pulsanti di tipo
e magnitudine diversa: si tratta di stelle del ramo
orizzontale
che attraversano una fase di instabilità. Esse hanno
una magnitudine media compresa in uno stretto intervallo intorno a 0.5
e sono quindi dei buoni indicatori di distanza.
Con i telescopi terrestri sono state osservate Cefeidi in galassie
distanti anche 12 milioni di anni luce; la loro distanza è stata
calcolata grazie alla relazione periodo-luminosità. Con il Telescopio
Spaziale Hubble è stato possibile osservare Cefeidi perfino a 30
milioni di anni luce di distanza, nella galassia M100.
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Questa sequenza di immagini documenta le variazioni di luminosità delle stelle variabili Cefeidi che si trovano nella galassia spirale M100. La Cefeide in queste immagini raddoppia in luminosità con un periodo di 51.3 giorni. Il periodo di pulsazione di una stella Cefeide dipende dalla sua magnitudine intrinseca, secondo una legge nota come "relazione periodo-luminosità". poichè la luminosità apparente di una stella dipende dalla sua luminosità intrinseca e dalla sua distanza da noi, la misura del periodo di una variubile di questo tipo può dare indicazioni sulla sua distanza, cioè sulla distanza della galassia che la ospita. Le stelle variabili vengono spesso usate come indicatori di distanza, per galassie sufficientemente vicine. (HST) |
Tra gli altri tipi di variabili, ricordiamo le variabili del tipo Mira,
stelle supergiganti rosse che raggiungono fluttuazioni di 10 magnitudini;
le semiregolari, stelle giganti rosse come Betelgeuse o Antares; ed infine
le variabili irregolari, che presentano fluttuazioni di luminosità
non superiori alle 2 magnitudini.
