Avendo precedentemente parlato delle stelle nove, non possiamo non accennare anche ad altre stelle variabili, come dire, “di professione”! Non che le nove non siano delle professioniste del cambio di luminosità, ma a fare questo non ci sono solo loro. Vediamole in un veloce elenco, nel quale inserirò le più stucchevoli:
- variabili CEFEIDI
- variabili MIRA CETI
- variabili RR LYRAE
- variabile W VIRGINIS
- variabili ERUTTIVE
L’elenco e’ ancora lungo, ma sara’ sufficiente parlare di queste appena scritte, per farsi un’idea di quanti tipi di stelle fanno la nostra Galassia e molte altre come la Via Lattea.
Delta Cephei fu osservata per la prima volta nel lontano 1784 da un astronomo inglese. Stella appartenente alla costellazione del Cefeo, la sua magnitudine varia in un periodo regolare di 5,366 giorni; in questa fase di variazione, il raggio varia del 10% e anche la luminosita’ muta di conseguenza alla contrazione o all’espasione dell’involucro esterno. Questo tipo di variabili sono stelle che hanno una relazione stretta fra la sequenza principale del diagramma H-R e il ramo delle giganti dello stesso diagramma (vedi pagina 037 – CLASSIFICAZIONI STELLARI); esse occupano un posto tutto loro fra le due parti del diagramma appena citate. E’ stato studiato che nel momento in cui mettono “piede” in questa “striscia di instabilita’ ” fra la sequenza principale e il ramo delle giganti, cominciano a pulsare; appena ne escono, smettono di pulsare. Le Cefeidi sono stelle piuttosto massicce e giovani. Questo fenomeno di pulsazione e’ frutto di flussi di materia che partono dal core della stella e si dirigono verso l’esterno. Durante questo percorso pero’, la materia viene alternativamente o bloccata o fatta passare, questo determina la pulsazione della stella stessa. Le variazioni di luminosita’ e la temperatura sono direttamente collegate fra loro (tecnicamente si dice che sono in fase), mentre il raggio della stella pare non avere relazione con queste variazioni (tecnicamente si dice che non e’ in fase). L’astronoma Henrietta Leavitt scopre nel 1912 la relazione fra la magnitudine assoluta media e il periodo di pulsazione. Attraverso una formula matematica (*), la Leavitt scopri’ che le Cefeidi con periodi lunghi hanno una luminosita’ molto alta; con un esempio si puo’ dire che una variabile di questa classe, con un periodo di pulsazione di 3 giorni, raggiunge una luminosita’ 800 volte maggiore di quella del nostro Sole e per un periodo di 30 giorni si ha una luminosita’ di 10.000 volte maggiore di quella del Sole; questa scoperta fu importantissima per determinare la distanza di questi astri e di conseguenza la distanza della “zona” dove alloggiano: un’altra galassia, un ammasso globulare, ecc….Comunque i nuovi studi portano sempre nuove scoperte, si legga alla fine di questa pagina.
Le Cefeidi sono considerate candele standard, questo nome deriva dal fatto che la correlazione fra tempo di variabilita’ e luminosita’ e’ molto stretta. Potendo calcolare con precisione il periodo di pulsazione, si puo’ ottenere la luminosita’ assoluta della stella; facendo questi colcoli su stelle vicine di cui era gia’ nota la distanza, si e’ potuto verificare la bonta’ dei calcoli sulla distanza stessa, avendo noti il periodo di variabilita’ e la luminosita’. Recentemente, il Telescopio Spaziale Hubble, ha trovato e catalogato alcune variabili cefeidi nel “vicino” ammasso galattico della Vergine; per vicino intendiamo 60 milioni di anni luce. Ricordo che questa distanza e’ minima se si pensa alla vastita’ dell’Universo (13/17 miliardi di anni luce) e alla grandezza di alcune galassie (es: M87, che fa parte del gruppo della Vergine, ha un diametro medio di 120.000 anni luce).
Un altra classe di variabili e’ detta Mira e sono legate alla capostipide di questa classe, la bellissima Omicron Ceti nella costellazione della Balena. A questa stella vanno due primati, la prima variabile osservata (si hanno notizie di lei gia’ dal 1596 a opera dell’astronomo David Fabricius che annoto’ la natura volubile della sua luminosita’); e ha anche il primato per la piu’ luminosa tra le stelle variabili. Il suo periodo di variabilita’ e’ oggi calcolato in 332 giorni arco di tempo in cui passa da una magnitudine 1.7 a una magnitudine 10 e ha come caratteristica di variare la luminosita’ lentamente e sul lungo periodo. Con le sue caratteristiche oggi ci sono censite 6000 stelle. Il sistema, come illustrato nella foto sopra, e’ binario (formato da due stelle); la piu’ grande A e’ una gigante rossa variabile (di classe spettrale M7, 600 volte piu’ grossa del Sole) e una massa pari a 4,4 masse solari; la piu’ piccola B, e’ una nana di massa solare pari a 0,6 (piu’ o meno le dimensioni della Terra) e come gia’ scritto in precedenza, e’ B che sottrae materia ad A, creando fra le due un ponte di materia che finisce nel disco di accrescimento di B. Il sistema Mira dista da noi 420 anni luce circa. Ma non e’ tutto, come si puo’ osservare dalla foto qui sotto:
Mira e’ dotata di una coda dalla sorprendente lunghezza di 13 anni luce (**) – 20.000 volte la distanza Terra/Plutone – e dalla velocita’ di 130 Km/sec. La coda e’ stata scoperta grazie alle osservazioni del Telescopio Galex nel 2007 ( http://www.galex.caltech.edu/ ). Essa e’ composta dal materiale espulso dalla stella in un periodo pari a 30.000 anni!!!!
La terza categoria di variabili fa riferimento alla stella RR Lyrae della costellazione della Lira. Sono stelle dalla massa relativamente piccola e dall’eta’ avanzata. La caratteristica primaria di queste variabili e’ che il loro periodo di variabilita’ e’ nell’ordine di qualche ora fino a qualche giorno (quindi molto diverso dalle Cefeidi viste sopra). Essendo stelle piccole e vecchie, sono anche meno luminose, questo non le rende idonee per essere usate come candele standard. La loro collocazione dell’Universo e’ molto spesso all’interno degli ammassi globulari (parlero’ piu’ avanti di questi oggetti celesti), soprattutto nell’alone della nostra galassia dove si concentrano elementi abbastanza vecchi. La loro presenza in questi ammassi globulari, permette solo di calcolare la distanza di questi elementi a cui appartengono. Nello specifico RR Lyrae ha un periodo di variabilita’ di 13 ore e una magnitudine che varia da 7 a 8.
In fine, dal nostro piccolo elenco, troviamo W Virginis. Sono in un certo qual modo riconducibili alle Cefeidi, ma la loro appartenenza stellare e’ alla classe di popolazione II; in questo caso si tratta di astri piu’ piccoli del nostro Sole e dal basso contenuto di metalli (si dice bassa metallicita’). Le stelle come la nostra appartengono alla popolazione stellare I, cioe’ piu’ ricche di metalli pesanti che si trovavano nella nube da cui queste stelle si sono formate; nube che a sua volta si e’ formata dall’esplosione di una stella piu’ vecchia appartenente alla popolazione II. Non ho foto interessanti di W Virginis.
Un altro tipo di variabili sono le eruttive: queste stelle variano la loro luminosita’ a causa di processi violenti che avvengo nella cromosfera e nella corona stellare. A questa categoria possono appartenere diversi tipi di variabili: stelle di tipo T Tauri (sono stelle giovani che devono ancora posizionarsi nella sequenza principale; spesso si trovano ancora all’interno di una nube molecolare, una atteggiamento caratteristico di questi oggetti e’ quello di formare dei getti tipici degli oggetti HH – si veda pagina 039 – MAMMA, COME NASCONO LE STELLE-), stelle di tipo Ae/Be di Herbig (stelle estremamente giovani con meno di 10 milioni di anni, anche loro non sono ancora nella sequenza principale; hanno masse solari comprese fra 2 e 8 e sono spesso ancora avvolte dalla nube che le ha originate), stelle di tipo FU Orionis e V 1057 Cygni (stelle molto giovani posizionate nella pre-sequenza principale, i flare che determinano queste fasi eruttive sembrano essere associati a trasferimenti di materia da un disco di accrescimento a una giovane e piccola stella compagna di tipo T Tauri); in ultimo, appartengono a questa categoria le incredibili stelle Wolf-Rayet (sono stelle molto calde e massicce -20 masse solari- con venti stellari che raggiungono i 2000 km/sec; nella nostra galassia ne sono stete censite 230; le stelle WR sono giganti e giovani; attualmente si e’ scoperto che le WR sono stelle doppie, la piu’ nota di queste stelle WR e’ Regor o gamma Velorum nella costellazione della Vela; la potenza di queste stelle le accredita come probabili collapsar nelle ultime fasi della loro vita, quando il nucleo di ferro e’ ormai inerte e il limite di Openheimer/Volkoff (***) viene superato, la stella implode ed emettendo un forte lampo gamma –GRB gamma ray burst– ha buone probabilita’ di diventare un buco nero).
Ancora una piccola postilla; l’estate scorsa e’ uscito uno studio relativo alle Cefeidi, di cui si e’ parlato all’inizio, a opera dell’equipe di Nardetto; attraverso la formula della Leavitt, spesso i ricercatori avevano risultati contrastanti, fra cui il dato che tutte le Cefeidi sembravano avvicinanrsi al Sole alla velocita’ di 2 km/sec!!! Questo rendeva compllicato derminare la velocita’ della Via Lattea entro il quale tutti corpi che vi appartengono si muovono. Utilizzando il loro spostamento attraverso la determinazione della distanza con formula della Leavitt, si era pensato che la rotazione della nostra Galassia fosse un meccanismo complicato, pare non sia cosi’. Questa anomalia nelle Cefeidi, che dava risultati “sballati”, pare essere legata alle componenti chimiche della materia esterna delle Cefeidi.
Dal Cosmo e’ tutto………
Francesca
(*) formula matematica della Leavitt: M= A-B x logP dove M= magnitudine assoluta media, A e B sono costanti e P = periodo di pulsazione
(**) anno luce: si ricorda che un anno luce equivale a 9500 miliardi di Km e sono i chilometri percorsi dalla luce (che viaggia alla velocita’ di circa 300.000 km/sec) in un anno.
(***) limite di Openheimer/Volkoff: richiama il limite di Chandrasekhar per le nane bianche, ma qui e’ applicato a stelle di neutroni (di cui parleremo piu’ avanti): si parla di un nucleo degenere dalle dimensioni che vanno da 1.5 a 3.0 masse solari. Per formare un buco nero, questo limite deve essere superato. Le stelle da cui si origina tutto questo vanno dalle 3 alle 20 masse solari.