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 377
378 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 variazioneditemperatura(l R 2 T 4 eff ). Il periodo corrisponde alla frequenza propria della stella, cioè al modo pro-
14.2. VARIABILIERUTTIVE 379 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: e,poichév s R/P,siricava: P 1 2 Mv2 s GM R ( ) 1/2 GM R 3 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 situazionesiverificaperstelleditemperaturasuperficialet 6000 9000K, che nel diagramma HR è indicata come la striscia dell instabilità delle Cefeidi, dalla stella δ Cephei prototipo della classe. LeCefeidihannoperiodi1-50giornievarianoalpiùdi2magnitudini;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 spettraleb-f;elestelleditipomiraconperiodimoltolunghi,80-1000giorni, 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
380 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. VacitatalastellaV1057Cygnichenel1969crebbedi6magnitudiniinpoche 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 novecomportanounaumentodellaluminositàtra7e16magnitudiniin1-2 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 novesitrovanoinsistemibinari strettielaloroattivitàèlegataalloscambio 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 1000kms 1 )equindilaluminositàprendeadecrescere,inattesadelcrearsidi un accumulo di materia che permetta una nuova eruzione.
14.2. VARIABILIERUTTIVE 381 Fig.14.4: Modellodinovacomenanebiancainunsistemabinariostrettoche 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 dellastella,èlasorgentepiùluminosadelcieloinfrarosso. Sipensasitrattidi unastelladigrandemassa,m 150M,e altaluminosità,l 10 6 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.