STELLE VARIABILI

Capitolo 14
STELLE VARIABILI
Esistono stelle che cambiano periodicamente o irregolarmente o solo occasionalmente la loro luminosità: nell’insieme sono chiamate stelle variabili. Già abbiamo citato la loro importanza nel rivoluzionare l’antica accezione di un Universo
immutabile ed eterno, senza evoluzione. La supernova di Tycho del 1572 e le
variazioni regolari della stella Mira osservate nel 1596 furono in primi esempi.
Oggi il numero di stelle variabili è cresciuto fino a parecchie decine di migliaia
(catalogo di Kukarkin 1987).
Strettamente parlando oggi possiamo dire che tutte le stelle sono variabili a
causa della loro evoluzione, e in alcune fasi le variabilità possono anche essere
molto rapide, come ad esempio neelle supernove e nove. In altre fasi le variabilità
possono essere periodiche e corrispondono a pulsazioni in condizioni di non
perfetto equilibrio.
Sono possibili anche variabilità legate a macchie calde o fredde sulle superfici
di stelle in rotazione; ad esempio la luminosità del Sole varia a causa delle
macchie solari, sia pure di molto poco, ma esistono stelle molto più attive.
Fig. 14.1: Curva di luce di una variabile pulsante
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CAPITOLO 14. STELLE VARIABILI
Lo studio della variabilità è attualmente fatto per mezzo di fotometri fotoelettrici che permettono di ottenere la curva di luce degli oggetti (Fig. 15.13).
Le variabili sono quindi classificate tramite la loro curva di luce, classe spettrale
e moti radiali osservati. Le classi principali sono tre: variabili pulsanti, eruttive
e ad eclisse. Queste ultime non corrispondono a una vera e propria variabilità delle stelle, ma semplicemente al fatto che in sistemi binari la luminosità
decresce se una stella nel moto orbitale occulta l’altra. Inoltre vanno aggiunte
le variabili rotanti con irregolarità della luminosità superficiale; tra di esse è
importante il gruppo delle stelle magnetiche. La Fig. 15.9 rappresenta le varie
classi nella loro posizione sul diagramma HR.
Fig. 14.2: Classi di variabili nel diagramma HR.
14.1
Variabili pulsanti
Sono riconosciute dall’oscillazione periodica della lunghezza d’onda delle righe
spettrali a causa dell’effetto Doppler che indica la pulsazione della fotosfera con
lo stesso periodo della curva di luce. Le velocità tipiche sono 40-200 km s−1 ,
e le variazioni del raggio sono piccole sebbene in alcuni casi possa addirittura
raddoppiare. In effetti la variazione di luminosità è essenzialmente dovuta alla
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variazione di temperatura (L ∝ R2 Tef
f ).
Il periodo corrisponde alla frequenza propria della stella, cioè al modo pro-
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14.2. VARIABILI ERUTTIVE
prio di oscillazione acustica dell’oggetto: la stella oscilla come un diapason. Se
la stella è in equilibrio l’energia cinetica delle oscillazioni acustiche dev’essere
dell’ordine dell’energia gravitazionale:
1
GM
Mvs2 ≈
2
R
e, poiché vs ≈ R/P , si ricava:
P ≈
GM
R3
−1/2
∝ ρ−1/2
(14.1)
espressione ricavata da Eddington nel 1920.
Normalmente se gli strati esterni di una stella si espandono, temperatura e
densità diminuiscono; di conseguenza diminuisce la pressione e quindi la forza
di gravità porta ad una compressione. Gli strati tendono ad oscillare intorno
all’equilibrio, ma presto il moto viene smorzato in assenza di una sorgente di energia cinetica. Nelle stelle in cui esistano zone dell’atmosfera in cui idrogeno ed
elio siano parzialmente ionizzati, l’opacità aumenta quando il gas è compresso;
pertanto quando quelle zone vengano compresse assorbono maggior flusso radiativo che tende a far espandere il gas. Il flusso radiativo proveniente dall’interno
della stella è quindi la sorgente di energia cinetica per le oscillazioni. Questa
situazione si verifica per stelle di temperatura superficiale T ≈ 6000 − 9000 K,
che nel diagramma HR è indicata come la striscia dell’instabilità delle Cefeidi,
dalla stella δ Cephei prototipo della classe.
Le Cefeidi hanno periodi 1 - 50 giorni e variano al più di 2 magnitudini; sono
stelle supergiganti di popolazione I di tipo spettrale F-K. Alla stessa categoria
appartengono le RR Lyrae con periodi molto brevi, inferiori al giorno, di tipo
spettrale B-F; e le stelle di tipo Mira con periodi molto lunghi, 80 - 1000 giorni,
di tipo spettrale M.
Nel 1912 l’astronoma americana Henrietta Leavitt, studiando le Cefeidi nella
Piccola Nube di Magellano, derivò una correlazione molto forte tra periodo di
oscillazione e luminosità assoluta. La relazione periodo-luminosità delle Cefeidi è riportata in Fig. 14.3 ed è fisicamente interpretabile considerando che
ambedue le grandezze dipendono essenzialmente dalla densità. Questa relazione
è estremamente importante in quanto dalla misura del periodo di una Cefeide è
possibile ricavarne la luminosità assoluta, che, confrontata con la luminosità apparente, fornisce il modulo di distanza. Il metodo delle Cefeidi è il più affidabile
per le misure di distanze in astronomia.
14.2
Variabili eruttive
Oggetti compresi in questa classe non presentano regolari pulsazioni, bensì violente eruzioni che portano a espulsioni di massa nello spazio.
Nelle cosiddette stelle flare le eruzioni sono locali sulla superficie. Si tratta
di stelle nane di tipo spettrale M. L’origine dell’attività è come nel caso del
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CAPITOLO 14. STELLE VARIABILI
Fig. 14.3: Relazione periodo-luminosità delle variabili Cefeidi.
Sole dovuta a instabilità del campo magnetico perturbato dai moti convettivi
subfotosferici. Nelle stelle flare l’attività risulta più evidente essendo esse molto
deboli. Come nel Sole, i flares sono accompagnati da bursts radio: le stelle flare
sono state le prime stelle radio osservate.
Le stelle T Tauri sono stelle nella fase di contrazione versi la sequenza principale, ancora circondate dalle nebulose (luminose e/o oscure) da cui si sono
separate. Essendo ancora nella fase di assestamento, la loro attività è irregolare e dovuta anche ad espulsione di materia che interagisce con la nebulosa.
Va citata la stella V1057 Cygni che nel 1969 crebbe di 6 magnitudini in poche
settimane; prima di tale esplosione era una stella T Tauri.
Le stelle nove sono una ricca categoria di variabili eruttive, divisa in nove
ordinarie, nove ricorrenti, nove nane e variabili di tipo nove. Le esplosioni delle
nove comportano un aumento della luminosità tra 7 e 16 magnitudini in 1 - 2
giorni con un ritorno alla luminosità normale entro alcuni mesi o anni. Le nove
ricorrenti variano di meno di 10 magnitudini e ripetono le loro esplosioni ogni
20 - 600 giorni, più lungo l’intervallo quanto più potente l’esplosione. Tutte le
nove si trovano in sistemi binari stretti e la loro attività è legata allo scambio
di massa(Fig. 14.4). La stella nova è una nana bianca i cui strati superficiali,
riforniti di massa ed energia dalla compagna, subiscono un’accensione esplosiva
dell’idrogeno che porta all’aumento di luminosità; la shell della stella si espande
(le osservazioni Doppler permettono di misurare velocità di espulsione fino a
1000 km s−1 ) e quindi la luminosità prende a decrescere, in attesa del crearsi di
un accumulo di materia che permetta una nuova eruzione.
14.2. VARIABILI ERUTTIVE
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Fig. 14.4: Modello di nova come nane bianca in un sistema binario stretto che
subisce accrescimento da una compagna che riempe il lobo di Roche.
Una variabile eruttiva irregolare particolarmente interessante è la stella η
Carinae. Attualmente è una stella di magnitudine apparente 6 circondata da
una nebulosa di gas e polveri molto estesa e asimmetrica (Fig. 14.5). Tuttavia
all’inizio del 1800 era la stella più luminosa del cielo dopo Sirio con magnituidone
−1, a metà del 1800 perse improvvisamente di ben 8 magnituini, nel 1900 è
tornata più luminosa. La sua nebulosa circumstellare, eccitata dalla radiazione
della stella, è la sorgente più luminosa del cielo infrarosso. Si pensa si tratti di
una stella di grande massa, M ≈ 150M , e alta luminosità, L ≈ 106 L , quindi
molto instabile, sul punto di espellere una grande parte del proprio inviluppo.
In questa categoria di variabili potrebbero anche includersi le supernove che
tuttavia abbiamo già discusso a parte.
Fig. 14.5: Immagine di η Carinae ottenuta dallo Hubble Space Telescope.