Mentre nella massima parte
delle stelle le grandezze fisiche rimangono inalterate per lunghi periodi
di tempo, alcuni corpi celesti, le cosiddette "stelle variabili", presentano
oscillazioni regolari o irregolari, particolarmente nella loro luminosità;
si classificano stelle variabili solo quelle stelle che presentano oscillazioni
più del 10%.
L’osservazione ci permette
innanzi tutto di costruire la curva di luce, cioè una rappresentazione
grafica dell’andamento della luminosità in funzione del tempo.
Le caratteristiche principali che possiamo dedurre dalla curva di luce sono
il periodo, cioè lo spazio di tempo che intercorre tra due massimi
di luminosità, e l’ampiezza della variazione di luce, cioè
la differenza di splendore tra il massimo e il minimo.
Nel 17% delle variabili,
l’oscillazione di luminosità non è legata alla composizione
fisica, bensì ad un fenomeno di occultamento tra le componenti di
un sistema binario. Delle stelle in cui si verifica all’improvviso un
unico e forte accrescimento di luminosità si parla in novae e super
novae.
Le stelle RR Lirae e le Cefeidi
sono le rappresentanti tipiche delle variabili periodiche. Sono giganti e
super giganti la cui composizione di luce rivela una grandissima
regolarità.
Mentre le Cefeidi compaiono
soltanto nella Via Lattea e rispetto al Sole rivelano velocità normali
che solo raramente superano i 30 km/sec, le RR Lirae compaiono a tutte le
latitudini celesti e sono particolarmente frequenti negli ammassi stellari.
Le RR Lirae sono rappresentanti tipiche della popolazione II mentre è
difficile stabilire a quale popolazione appartengano le Cefeidi.
Ricerche spettroscopiche indicano
che le oscillazioni di luminosità sono causate essenzialmente da
oscillazioni di temperatura cui si associano variazioni del tipo spettrale.
Inoltre, spostamenti nelle righe dello spettro testimoniano l’esistenza
di movimenti radiali periodici, con velocità comprese fra i tre e
i 30 km/sec.
Ciò significa che le
stelle "pulsano": in questo fenomeno il loro raggio subisce oscillazioni
del 10% circa. Le cause dell’inizio della pulsazione e del suo conservarsi
sono ancora praticamente sconosciute. E’ però interessante il
fato che esiste una stretta correlazione fra il periodo e le altre grandezze
fisiche.
Ciò è particolarmente
evidente nelle stelle RR Lirae che nel diagramma Hertzsprung-Russell degli
ammassi globulari compaiono solo in un punto ben determinato; un punto in
cui, d’altra parte, non ci sono stelle normali. Le RR Lirae posseggono
tutte circa la stessa luminosità assoluta (circa 100 volte la
luminosità assoluta del Sole).
Fino ad alcuni anni fa sembrava
che le Cefeidi costituissero il mezzo ideale per la determinazione delle
distanze, tanto che spesso venivano chiamate addirittura le "pietre miliari"
dell’universo. Soltanto recenti lavori hanno rivelato che la situazione
è più complessa. Esistono cioè due tipi di stelle d
Cephei: il primo è quello delle Cefeidi che appartengono alla popolazione
I sono oggi chiamate "Cefeidi classiche"; le stelle del secondo appartengono
alla popolazione II e per distinguersi dal tipo classico delle Cefeidi sono
spesso chiamate stelle W Virginis.
Questi due gruppi posseggono
la stessa forma della relazione periodo-luminosità, ma si differenziano
per il fatto che, ad eguale periodo, le Cefeidi classiche sono più
luminose delle stelle W Virginis.
Le stelle Mira, chiamate anche
variabili a lungo periodo, hanno periodi compresi tra i 100 e i 700 giorni,
e costituiscono, per molti aspetti, il seguito della successione RR Lirae
- Cefeidi.
Tra le stelle del tipo Mira
Ceti e Cefeidi c’è una seconda lacuna assai evidente in
corrispondenza dei periodi compresi tra i cinquanta e i 100 giorni, dove
si trovano solo poche stelle intermedie. Oggi si conoscono alcune migliaia
di stelle Mira Ceti: esse costituiscono, col 34%, il tipo di variabili più
comuni. Il loro prototipo è la stella Mira nella costellazione della
Balena.
Alle variabili irregolari
appartengono alcune denominate novoidi. Queste si distinguono dalle novae
vere e proprie per il fatto che presentano ad intervalli molti incrementi
di luminosità, e non così forti. Per lo più, ad una
pausa più lunga segue un’esplosione maggiore, ad una pausa più
breve un’esplosione minore, come se la stella assomigliasse ad un vulcano,
in cui l’entità dell’eruzione è in funzione della
lava accumulata nelle sue viscere.
Gli spettri presentano una
grande analogia con quelli delle novae. In relazione con la massa interstellare
stanno probabilmente le flare stars e flash stars (stelle fiammeggianti e
stelle lampeggianti): la prima denominazione si riferisce a quelle che si
trovano nelle vicinanze del Sole, la seconda a stelle situate in nebulose
diffuse.
In entrambi i casi si tratta
probabilmente di stelle dello stesso tipo, e cioè di nane fredde,
che hanno vivi lampeggiamenti dell’incremento di luce, che si realizza
spesso nello spazio di pochi minuti. Si tratta verosimilmente di fenomeni
analoghi, anche se più vasta scala, alle eruzioni solari, ma in
particolare sulla loro natura si sa ancora poco.
Franco Tioli
