Le stelle variabili
Possiamo definire "stelle
variabili" (o anche semplicemente "variabili"), quelle stelle che
presentano nel tempo delle variazioni nella luminosità che possono essere più o meno
regolari e più o meno intense. La prima stella variabile è stata scoperta nel 1596 da
Fabricius quando osservò, nella costellazione della Balena (Cetus) una stella (Mira Ceti)
che non aveva mai visto prima. Lo studio sistematico delle variabili, iniziato solo in
epoca recente a seguito dell’applicazione all’astronomia della fotografia,
è fondamentale per comprendere l’evoluzione stellare.
(continua
dopo la classificazione)
Classificazione dei
vari tipi di stelle
variabili:
(A cura di: "The Library, Australian National University" - http://msowww.anu.edu.au/)
1) STELLE
VARIABILI CATACLISMICHE
2) STELLE
BINARIE A ECLISSE
3) STELLE
VARIABILI ELLISSOIDALI
4) STELLE
VARIABILI INTRINSECHE
5) STELLE
VARIABILI IRREGOLARI
6) STELLE
VARIABILI PECULIARI
7) STELLE
VARIABILI PULSANTI
8) STELLE
VARIABILI SEMIREGOLARI
-----------------------------------------------------------
1) STELLE
VARIABILI CATACLISMICHE
- UF
- stelle
binarie cataclismiche
- stelle
eruttive
- stelle
variabili eruttive
- stelle
variabili esplosive
- BT
- STELLE
BINARIE
- STELLE
VARIABILI
- NT
- STELLE
ALFA2 CANUM VENATICORUM
- STELLE
AM CANUM VENATICORUM
- STELLE
BINARIE ERUTTIVE
- STELLE
GAMMA CASSIOPEIAE
- NOVAE
- STELLE
RW AURIGAE
- STELLE
SS CYGNI
- STELLE
SU URSAE MAIORIS
- SUPERNOVAE
- STELLE
SX ARIETIS
- STELLE
SIMBIOTICHE
- STELLE
U GEMINORUM
STELLE UU
HERCULIS
- STELLE
UV PERSEI
- STELLE
UX URSAE MAJORIS
STELLE WZ
SAGITTAE
- STELLE
BINARIE X
- STELLE
Z CAMELOPARDALIS
- RT
- ERUZIONI
- STELLE
BINARIE INTERAGENTI
- SCAMBIO
DI MASSA
- PERDITA
DI MASSA
- OUTBURST
OTTICI
2) STELLE
BINARIE A ECLISSE
- UF
- stelle
a eclisse
- stelle
variabili a eclisse
- stelle
binarie fotometriche
- BT
- STELLE
BINARIE
- STELLE
VARIABILI
- NT
- STELLE
VARIABILI ALGOL
- STELLE
BETA LYRAE
- STELLE
DQ HERCULIS
- STELLE
R CANIS MAJORIS
- STELLE
UPSILON SAGITTARII
- STELLE
W URSAE MAJORIS
- RT
- STELLE
DOPPIE A CONTATTO
- ECLISSI
- STELLE
VARIABILI ELLISSOIDALI
- STELLE
BINARIE INTERAGENTI
- ECLISSI
PARZIALE
- ELEMENTI
FOTOMETRICI
- LOBO DI
ROCHE
- STELLE
BINARIE SPETTROSCOPICHE
- ECLISSI
TOTALI
3) STELLE
VARIABILI ELLISSOIDALI
- UF
- stelle
binarie ellissoidali
- stelle
binarie fotometriche
- BT
- STELLE
BINARIE
- STELLE
BINARIE STRETTE
- STELLE
DOPPIE A CONTATTO
- STELLE
VARIABILI
- NT
- STELLE
BETA LYRAE
- RT
- STELLE
BINARIE A ECLISSE
- STELLE
BINARIE SPETTROSCOPICHE
4) STELLE
VARIABILI INTRINSECHE
- UF
- stelle
instabili
- BT
- STELLE
VARIABILI
- NT
- OGGETTI
HERBIG HARO
STELLE
VARIABILI MAGNETICHE
- STELLE
VARIABILI PULSANTI
- STELLE
VARIABILI NELLO SPETTRO
-
5) STELLE
VARIABILI IRREGOLARI
- BT
- STELLE
GIGANTI DI TIPO AVANZATO
STELLE
VARIABILI PULSANTI
- STELLE
VARIABILI
- NT
- CEFEIDI
NANE
- STELLE
GAMMA CASSIOPEIAE
- STELLE
VARIABILI TIPO MIRA
- STELLE
R CORONAE BOREALIS
- STELLE
RV TAURI
- STELLE
RW AURIGAE
- STELLE T
TAURI
- RT
- STELLE
SUPERGIGANTI DI TIPO AVANZATO
- STELLE
VARIABILI SEMIREGOLARI
- STELLE
SUPERGIGANTI
ASSOCIAZIONI
T
6) STELLE
VARIABILI PECULIARI
- BT
- STELLE
PECULIARI
-
- STELLE
VARIABILI
7) STELLE
VARIABILI PULSANTI
- BT
- STELLE
VARIABILI INTRINSECHE
- STELLE
VARIABILI
- NT
- STELLE
53 PERSEI
- STELLE
BETA CEPHEI
- STELLE
BL HERCULIS
- CEFEIDI
- STELLE
DELTA DELPHINI
- STELLE
DELTA SCUTI
- CEFEIDI
BIMODALI
- STELLE
VARIABILI BIMODALI
- CEFEIDI
NANE
- STELLE
VARIABILI IRREGOLARI
- STELLE
LAMBDA ERIDANI
- STELLE
VARIABILI A LUNGO PERIODO
STELLE
VARIABILI TIPO MIRA
STELLE
VARIABILI MULTIPERIODICHE
- STELLE
RR LYRAE
- STELLE
RV TAURI
- STELLE
S VULPECULAE
- STELLE
VARIABILI SEMIREGOLARI
- STELLE
SX PHOENICIS
- STELLE
W VIRGINIS
- STELLE ZZ
CETI
- RT
- ASTROSISMOLOGIA
- PULSAZIONI
BIMODALI
- ZONA
DI IONIZZAZIONE DELL'HE+
- MECCANISMO
KAPPA
- PULSAZIONE
MULTIPERIODICA
- PULSAZIONI
NON RADIALI
- MODI
DI ARMONICHE SUPERIORI
- PERIODO
- CAMBIO
DI PERIODO
- RELAZIONE
PERIODO COLORE
- RELAZIONE
PERIODO DENSITA
- RELAZIONE
PERIODO LUMINOSITA COLORE
- RELAZIONE
PERIODO LUMINOSITA
- RELAZIONE
PERIODO MASSA
- RELAZIONE
PERIODO RAGGIO
- RELAZIONE
PERIODO SPETTRO
- MODI
DI PULSAZIONE
- TEORIA
DELLE PULSAZIONI
8) STELLE
VARIABILI SEMIREGOLARI
- BT
- STELLE
GIGANTI DI TIPO AVANZATO
- STELLE
VARIABILI PULSANTI
- STELLE
VARIABILI
- NT
- STELLE
RV TAURI
- STELLE
S VULPECULAE
- RT
- STELLE
VARIABILI IRREGOLARI
- STELLE
VARIABILI TIPO MIRA
- STELLE
SUPERGIGANTI
Henrietta Swan Leavitt
(1868-1921)
La Leavitt studiò le
stelle variabili presenti nelle Nubi di Magellano e scoprì la presenza di
stelle cefeidi, un tipo particolare di variabili che pulsano ritmicamente con un
periodo di pochi giorni.
Nel 1912 scoprì l’importante relazione tra magnitudine
apparente media osservata e periodo delle stelle cefeidi: le cefeidi che avevano
il periodo di variazione della luminosità più lungo erano anche
intrinsecamente le più luminose. Inoltre, poiché le stelle di una galassia
possono considerarsi tutte poste alla stessa distanza dalla Terra, era anche
ricavata la magnitudine assoluta. Quindi, osservando la relazione tra la
luminosità delle cefeidi e il periodo di pulsazione si può calcolare la
quantità di luce che emettono e quindi utilizzare questo valore per stimarne la
distanza. Si stabilirono così anche le distanze delle vicine "nebulose
spirale". Leavitt scoprì anche 4 novae e 2.400 ca. stelle variabili.
Diversi scienziati proposero il suo nome per il premio Nobel del 1925, ma lei,
già ammalata da tempo, morì nel 1921.
1) Variabili ad eclisse o binarie ad eclisse
Non corrispondono a vere e proprie stelle variabili perchè la variazione del loro
splendore è causata solo dal periodico passare di una stella davanti ad un’altra
lungo la nostra direzione di osservazione e non da una variazione intrinseca. In una
stella doppia, se l’inclinazione del piano orbitale è inclinato nello spazio in modo
da coincidere o quasi con la direzione d’osservazione, ossia con un'inclinazione di
90°, allora le due componenti si eclissano reciprocamente in un periodo e la luce
varia nel tempo periodicamente.
Ci sono attualmente tre tipi di
variabili ad eclisse (ma é più corretto chiamarle binarie ad eclisse):
1) Stelle del tipo di Algol, dal nome
della stella prototipo (Algol o "b Persei"); entrambi i membri hanno forma
sferica e il periodo è compreso in un intervallo da 2 a 3 giorni o da 5 a 8 giorni;
abbiamo un minimo principale ed un minimo secondario molto piccolo; la stella rimane
quindi per la maggior parte del tempo alla sua massima luminosità.
2) Stelle del tipo "b Lyrae", dove le
due componenti, di diverse dimensioni, sono così vicine da assumere una forma
ellissoidale a causa delle sollecitazioni mareali e possono trovarsi quasi a contatto; il
periodo è superiore a un giorno e sono prsenti variazioni di luminosità continue con
alternanza di minimi molto e poco profondi.
3) Stelle del tipo "W Ursae Majoris",
nelle quali le componenti sono di forma ellissoidale di simili dimensioni,
piccolissime quasi nane, e vicinissime tra loro, quasi a contatto; il periodo è inferiore
a un giorno.
La maggior parte delle delle variabili ad
eclisse (il 90% ca.) presenta periodi inferiori ai 10 giorni, anche se vi sono
variabili con periodi eccezionalmente lunghi (ad es. "e Aurigae" con ben 9.883
giorni); mentre altre variabili hanno un periodo inferiore a 0,2 giorni (ad es. "SX
Phoenicis" con soli 79 minuti).
2) Variabili intrinseche o fisiche
Corrispondono a quelle stelle variabili nelle quali le variazioni di splendore sono
causate da variazioni nelle condizioni fisiche della stella, quali, ad es., variazioni di
temperatura, di densità e di volume.
Ci sono attualmente due grandi classi di variabili
intrinseche:
a) Variabili pulsanti:
caratterizzate da variazioni abbastanza regolari di splendore, temperatura e densità, in
aggiunta a variazioni di velocità radiale interpretabili come oscillazioni o pulsazioni
del raggio intorno a una posizione media.
b) Variabili eruttive: caratterizzate da variazioni
meno regolari di splendore con improvvisi aumenti di splendore e con una variazione
normalmente più intensa che nelle pulsanti; la variazione è probabilmente causata
da un’esplosione a causa del fatto che tutte le righe spettrali mostrano,
tramite l'effetto Doppler (Blueshift), un intenso avvicinamento indicante
l’espulsione di gas dalla stella.
In ogni caso la suddivisione dei due tipi di variabili non
è marcatissima: si conoscono infatti variabili pulsanti molto irregolari e variabili
esplosive le cui esplosioni presentano una certa periodicità.
a) Variabili pulsanti:
1- Cefeidi a
lungo periodo: prototipo di questa classe è la stella "d Cephei"; quindi
stelle supergiganti gialle, con periodi tra 1 e 70 giorni e con ampiezza delle
variazioni tra 0.1 e 2 magnitudini. La temperatura superficiale della stella ha un
incremento di 1.000° Kelvin circa e ciò causa un cambiamento nel colore della
stella: al minimo tende al giiallo o all’arancione e al massimo tende al
bianco. Anche il raggio presenta delle variazioni o pulsazioni tra il 4% e il 20%.
Le Cefeidi a lungo periodo sono suddivise inoltre in:
a) Cefeidi classiche: stelle supergiganti di Popolazione I, di
tipo spettrale F, G o K altamente evolute, al punto 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 quasi simmetriche.
b) Stelle W Virginis o Cefeidi di Popolazione II:
stelle con una massa minore, sono di circa 2 magnitudini più deboli delle
Cefeidi classiche di periodo uguale e sono inoltre meno regolari delle classiche.
2- Stelle del tipo RR Lyrae o
variabili d'ammasso: presentano un periodo inferiore a 1,5 giorni. Sono
anche chiamate "variabili d’ammasso" perchè si trovano soprattutto (ma non
solo) negli ammassi globulari, anche se RR Lyrae non fa parte di un ammasso. La loro
magnitudine assoluta è inferiore a quella delle cefeidi e la relazione tra il loro
periodo e la loro luminosità è lineare. Gli spettri sono del tipo A o F: quindi stelle
vecchie, di massa inferiore a quella del Sole ma di raggio 4 o 5 volte superiore;
presentano quasi tutte la stessa luminosità. Sono suddivise anche in diversi sottotipi
(RRa, RRb, RRc) in base ai diversi intervalli di periodi e magnitudini.
3- Cefeidi nane: il prototipo di
questa classe è AI Velorum, tipi spettrali da A ad F, magnitudine assolute tra +1 e
+5 e con periodi fra 0,02 e 0,25 giorni.
4- Stelle del tipo "d Scuti":
hanno periodi brevissimi (max 1 ora). Presentano un comportamento simile a quello delle
Cefeidi nane, con le quali venivano un tempo confuse (e quindi anche con le RR Lyrae), ma
possiedono però ampiezze minori, spesso inferiori a 1/10 di magnitudine e sono stelle
giovani di tipo da A ad F; infine molte di quasta classe di variabili sono binarie
spettroscopiche.
5- Stelle del tipo "b Canis
Majoris" o "b Cephei": stelle giganti o subgiganti di tipo spettrale
fra B0 e B3, con periodo tra 3 e 6 ore e con una variazione tra 0,1 e 0,3 magnitudini;
sono quasi sempre stelle vecchie che hanno esaurito la riserva di idrogeno nel nucleo.
6- Stelle del tipo Mira o "variabili
di lungo periodo": Mira Ceti o anche "o Ceti" corrisponde al
prototipo di tale classe di variabili, è la stella più luminosa di questa classe ed è
la prima variabile ad essere stata scoperta (Fabricius, 1596). Queste variabili sono
in genere giganti dei tipi spettrali M, S, N ed R, con periodo compreso fra 80 e 1000
giorni e con variazioni fra magnit. 2.5 e 6 . La variazione può essere anche molto
grande, ad esempio "c Cygni" varia di ben 11 magnitudini.
7. Variabili semiregolari: sono
incluse in tale classe stelle giganti e supergiganti di tipo spettrale avanzato con
periodo non più regolare, come ad esempio, Antares e Betelgeuse. Presentano ampiezze
inferiori rispetto a quelle del tipo Mira ma i periodi sono compresi fra circa 30 e 1.000
giorni circa. Sono inoltre suddivise in vari sottotipi (SRa, SRb, SRc, SRd) a seconda
del tipo spettrale e della regolarità del periodo.
8- 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 mag.; alternano minimi profondi e poco profondi e sono divise
anch'esse in sottotipi in base soprattutto alla maggiore o minore regolarità.
9- Stelle del tipo "a2
Canum Venaticorum": con variazioni soprattutto nell’intensità di
determinate righe spettrali e di campo magnetico e con piccole variazioni nelle pulsazioni
e nella velocità radiale.
10- Variabili irregolari: giganti e
supergiganti con curve di luce completamente irregolari e ampiezze inferiori a 2 magnit.
seppur mediamente di 0.5 mag.
11- Stelle del tipo "a Cygni":
supergiganti pulsanti dei tipi B o A, con periodi brevi e ampiezze inferiori a 0,1
magnitudini.
12- Stelle dei tipo "ZZ Ceti":
stelle 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.
b) Variabili eruttive
1- Novae: anche se hanno questo
nome, si è arrivati a capire, soprattutto grazie alla fotografia, 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). La magnitudine assoluta delle c.d. praenovae, stelle nane ad alta temperatura
superficiale, che è in genere di circa +4,5, può aumentare in un solo giorno fino a 9,5
magnitudini e arrivare anche addirittura sino a 13 magnitudini; la stella può
quindi aumentare la luminosità di 150.000 volte. Il passaggio allo stadio di ex-nova può
durare mesi o anni e la magnitudine può scendere fino a +3 circa.
Abbiamo quattro classi diverse di novae, divise in base alla loro caratteristica curva di
luce; la luminosità può infatti manifestarsi in diversi modi: in poche ore, come nel
caso di V 1500 Cyg (1975), che raggiunse una mag. assoluta di -10 (ma con magnit. apparente
di 1,8) e che dopo una settimana non si vide più ad occhio nudo; e può declinare molto
lentamente, come nel caso di HR Delphini (1967).
Le novae sono costituite da stelle binarie: abbiamo una stella rossa di bassa densità e
una nana bianca. Quest'ultima trae materiale dalla stella rossa, tale materiale produce un
disco di accrescimento attorno alla nana bianca, nell'atmosfera della nana bianca si
produce un'esplosione nucleare con espulsione di gas ad alta velocità e infine tutto
torna nel suo stato iniziale.
Talvolta alcune stelle, come ad esempio T Coronae Borealis, hanno avuto più di
un'esplosione e sono chiamate "novae ricorrenti".
2) Novae nane o Variabili
Cataclismiche: sono note anche come stelle del tipo "U Geminorum" o
"SS Cygni" e presentano, in pochi giorni, a seguito di un periodo di stabilità,
un aumento di luminosità tra 2 e 6 magnitudini, con un ritorno alla normalità compreso
tra i 10 e i 50 giorni. Non è riscontrata alcuna periodicità nelle variazioni di
magnitudine: l’intervallo tra un aumento e il successivo è compreso fra 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.
3) Stelle del tipo SU Ursae Majoris:
presentano sia massimi normali che massimi di ampiezza maggiore e sono simili alle novae
nane.
4) Stelle del tipo Z Camelopardalis:
anche se presentano variazioni simili alla precedente classe, si riscontra una luminosità
che si mantiene a un livello intermedio tra il minimo e il massimo per periodi di durata
imprevedibile.
5) Variabili novoidi: presentano
fenomeni esplosivi abbastanza simili a quelli delle vere e proprie novae e i tipi
principali sono:
a) Stelle del tipo G Cassiopeiae:
presentano piccole ampiezze di variazione, generalmente inferiori a 2 magnitudini,
appartengono al tipo spettrale B e hanno un’evoluzione tendente a farle uscire dalla
sequenza principale.
b) Stelle del tipo Z Andromedae:
denominate anche "stelle simbiotiche" sono stelle binarie molto strette, delle
quali una delle due componenti è una stella rossa fredda, mentre l'altra è molto calda:
le variazioni sono provocate da pulsazioni della stella rossa e da interazioni fra le due
binarie.
c) Stelle del tipo RR Telescopii:
caratterizzate da progressive e lente variazioni di luminosità che potrebbero anche
essere l’effetto di una transizione verso lo stato di nebulosa planetaria.
d) Stelle del tipo S Doradus:
presentano ampiezze di variazioni tra 1 e 3 magnitudini con magnitudini assolute sino a 10
e che possono essere cicliche o irregolari; appartengono alle classi spettrali da B ad F.
La stella P Cygni rientra in questa classe di variabili, mentre 30 Doradus attualmente non
è più stata inclusa in questa categoria.
e) Supernovae: stelle che esplodono interamente e
che differiscono delle novae dove il fenomeno esplosivo è solo parziale.
f) Stelle del tipo R Coronae Borealis:
corrispondono a stelle giganti dei tipi spettrali F, G, K o R che mantengono la loro
luminosità costante e per diverso tempo, anche se talvolta diminuisce rapidamente di
molte magnitudini per poi tornare al valore iniziale. Le stelle appartenenti a tale
classe, la cui luminosità può variare anche di 10 magnitudini, sono ricche di carbonio e
povere di idrogeno. |
6) Variabili nebulari:
variazioni di splendore del tutto irregolari, con ampiezze di variazione tra 1 e 4
magnitudini. Si distinguono diversi sottotipi:
a) Stelle del tipo T Orionis:
stelle di piccola massa con variazioni irregolari e spettri da B a K.
b) Stelle del tipo RW Aurigae:
stelle che hanno un periodo da alcune ore a vari giorni con ampiezze da 0,5 a 1 mag. e che
non sono associate a nebulose.
c) Stelle del tipo T Tauri: stelle
variabili neonate o protostelle, quindi giovanissime, che ancora devono entrare a far
parte della c.d. sequenza principale nel diagramma HR e che presentano variazioni
irregolari di piccola ampiezza.
d) Stelle del tipo FU Orionis:
aumentano la luminosità di molte magnitudini in pochi mesi e possono mantenere tale
luminosità, al massimo, per decine di anni; nella fase del loro massimo si possono
rilevare righe in emissione negli spettri compresi tra A ed F.
e) Stelle del tipo UV Ceti: nane
rosse con improvvisi incrementi di luminosità della durata di pochi minuti o massimo di
poche ore fra 1 e 6 magnitudini, e che scendono allo splendore normale altrettanto
velocemente.
Queste stelle del tipo UV Ceti si dividono
in:
- stelle flar
- stelle flash, che sono associate a nubi di materia interstellare e che vengono
osservate nelle associazioni T Tauri. Proxima Centauri, la stella più vicina al nostro
Sole è un esempio si queste stelle flash |
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