LE STELLE VARIABILI




Molte delle stelle che vediamo in cielo hanno una luminosita' 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 luminosita', mentre nelle altre la variabilita' e' dovuta a cause esterne (ad esempio, nei sistemi doppi di stelle nei quali il piano orbitale e' 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 luminosita' sono dovute a cambiamenti nelle proprieta' della stella: essa deve "aggiustarsi" in un'altro stato di equilibrio. 
Una stella variabile e' caratterizzata dalla una particolare curva di luce, un diagramma nel quale e' riportata la magnitudine apparente della stella in funzione del tempo. Da essa si risale all'eventuale periodo della variazione e alla sua ampiezza, cioe' alle proprieta' 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 densita', il raggio e la velocita' radiale del gas stellare, in vere e proprie oscillazioni o pulsazioni. Per questo motivo tali stelle vengono anche dette variabili pulsanti. 


Le variabili Cefeidi 

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 e' stata scoperta, Delta Cephei. Si tratta di stelle pulsanti, il cui raggio cioe' varia periodicamente intorno ad un valore medio. Queste stelle sono state studiate molto per catalogarne le proprieta' 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 e' 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 luminosita' non varia molto, all'incirca 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 particolarita' principale delle Cefeidi, scoperta dall'astronoma H. Leavitt nel 1922,  e' che esiste una relazione tra il loro periodo e la loro luminosita': 

M = A + B log10(P)


dove A e B sono costanti, M e' la magnitudine assoluta e P il periodo della pulsazione. 
Questa relazione e' 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 realta' 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 instabilita'. 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 e' stata calcolata grazie alla relazione periodo-luminosita'. Con il Telescopio Spaziale Hubble e' stato possibile osservare Cefeidi perfino a 30 milioni di anni luce di distanza, nella galassia M100. 

Questa sequenza di immagini documenta le variazioni di luminosita' delle stelle variabili Cefeidi che si trovano nella galassia spirale M100. La Cefeide in queste immagini raddoppia in luminosita' 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-luminosita'". poiche' la luminosita' apparente di una stella dipende dalla sua luminosita' intrinseca e dalla sua distanza da noi, la misura del periodo di una variubile di questo tipo puo' dare indicazioni sulla sua distanza, cioe' 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 luminosita' non superiori alle 2 magnitudini.


ANIMAZIONI

Le variabili Cefeidi, MPEG, 548 Kb (STScI)

Variabili Cefeidi nella galassia M100 (STScI)