Le stelle variabili
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Le stelle variabili

Molte stelle nel cielo non brillano di una luminosità costante ma per una serie molto diversificata di motivi vedono la propria luminosità variare nel tempo, dando vita a una relazione costante o meno tra tempo e magnitudine. Sono le stelle variabili, alcune delle quali si legano alla vita stellare mentre altre assumono un ruolo fondamentale per la determinazione delle distanze nell'universo.

Generalità sulle stelle variabili

Definendo stella variabile ogni stella che vede variare la propria luminosità, non saremmo di fronte ad una classe a parte, visto che tutte le stelle variano la propria luminosità nel corso della propria evoluzione. La vita di una stella è fatta di fasi e ad ogni fase corrisponde una luminosità diversa. Esistono stelle che, tuttavia, modificano la propria luminosità in maniera visibile relativamente ai tempi umani perché la variazione avviene in tempi ridotti o comunque in modo evidente. Se, infatti, per le stelle variabili la luminosità muta in tempi brevi, anche in frazioni di giorni o di secondi, la variazione legata alle fasi evolutive della stella, invece, è lunga milioni di anni.

Una stella variabile è una stella il cui splendore apparente varia visibilmente durante il tempo.

La variabilità di una stella è oggi un evento normale, ma nei tempi antichi esistevano diversi dogmi, tra i quali l'immutabilità del cielo e delle stelle. Tutto era come sempre stato e come sempre avrebbe dovuto essere in futuro e una stella non poteva modificare la propria visibilità. Per questo, nei momenti in cui si verificava qualcosa di diverso, questo era considerato presagio di sventura. Basti pensare alla stella Algol (testa del diavolo) così chiamata proprio in segno di cattivo presagio legato alla sua variabilità.

Curva di luce di stella variabile
Curva di luce di stella variabile

Lo studio dell'andamento di una stella variabile si basa su un grafico che esprime la variazioni di magnitudine della stella in ragione del periodo di tempo preso a riferimento.

La differenza tra le magnitudini, massima e minima, fornisce l'intervallo di variabilità, mentre il tempo che passa tra uno dei punti di massimo o di minimo ed il successivo è il periodo di variabilità. Il grafico che ne risulta, viene detto curva di luce della stella variabile e dal suo studio è possibile, a volte, stabilire di quale tipologia di variabile si stia parlando. 

Il nuovo catalogo VSX (International Variable Star Index), gestito dall'American Association Variable Stars Observatory (AAVSO) presenta dettagli su 1.391.103 stelle variabili, aggiornato a fine 2019. Il catalogo è stato creato nel 2005 dal volontario di AAVSO Christopher L. Watson, in risposta alla necessità condivisa da professionisti e amatori di disporre di un database aggiornato. Iniziato come catalogo on line su oggetti con ampiezza superiore a 0.001 magnitudini, il catalogo si è evoluto fino a assumere il ruolo di risorsa essenziale per tutti, includendo informazioni provenienti da WISE, CoRoT, Kepler/K2, ASAS-SN e OGLE. VSX offre anche l'opportunità a chiunque di inviare proprie segnalazioni e di vedersi accreditata la scoperta dopo attento esame.

Le stelle variabili possono essere intrinseche oppure estrinseche. 

Variabili intrinseche 

Le variabili intrinseche vedono variare la propria magnitudine assoluta e si suddividono in regolari ed irregolari. 

  • Le variabili intrinseche regolari, anche dette pulsanti, sono le variabili la cui variazione è precisa e prevedibile. In poche parole, la variabilità è periodica. Ne sono esempi Cefeidi, RR Lyrae, W Virgins e Mira Ceti.
  • Le variabili intrinseche irregolari, invece, si distinguono ancora in irregolari propriamente dette, la cui variabilità non è dovuta a motivi apparenti (esempi ne sono le variabili di tipo T-Tauri e le stelle a brillamento), e le variabili irregolari cataclismiche, la cui variabilità è dovuta proprio a fenomeni particolari e distruttivi (esempi ne sono le novae e le supernovae).

Variabili estrinseche

Nelle variabili estrinseche, invece, la variabilità è solo apparente: la magnitudine assoluta resta uguale, ma accade qualcosa che fa variare quella apparente. Un esempio classico è dato dal sistema binario : nei momenti in cui una stella eclissa l'altra si ha un calo nella magnitudine apparente. Si parla in questo caso di variabili ad eclisse. Il 90% delle variabili ad eclisse ha periodo di durata inferiore ai 10 giorni, anche se esistono variazioni che arrivano a 9.883 giorni (Epsilon Aurigae) verso l'alto, e 0,2 giorni (SX Phoenicis) verso il basso. Le stelle variabili ad eclisse più importanti sono Algol, b Lyrae e W Ursa Majoris.

Un metodo molto utile consiste nell'accorpare alcune variabili che presentano le stesse caratteristiche di una capostipite che è già stata studiata ed analizzata, la quale assume quindi il ruolo di candela. In tal modo, le Cefeidi rappresentano le stelle variabili i cui comportamenti sono simili alla stella Beta Cephei (86 nuove stelle di tipo beta Cep sono state annunciate, tutte insieme, a metà 2019 in seguito a una survey del Kilodegree Extremely Little Telescope - KELT - "New Beta Cephei stars with KELT", arXiv, seguite poi da altre tre osservate tramite K2 - S. Burssens, et al. "New β Cep pulsators discovered with K2 space photometry"). 

L'appartenenza di una stella a determinate classi di variabili è fondamentale per lo studio delle distanze: analizzando la differenza tra le magnitudine apparenti di due stelle con la stessa (presunta) magnitudine assoluta, è possibile stabilirne la distanza.

NOMENCLATURA E CATALOGAZIONE

Il nome delle variabili è assegnato secondo uno standard particolare. Si assegna una lettera maiuscola dell'alfabeto seguita dal genitivo latino della costellazione in cui la stella si trova. La lettera maiuscola è assegnata partendo da R. Una volta terminato il giro (arrivati cioè alla Q), si usano le lettere doppie come, ad esempio, RR. Si prosegue con RS, RT, ecc. Finite le 334 combinazioni possibili (e non è un caso raro), il prefisso diventa V335, V336, ecc. La lettera J viene sempre omessa. Le stelle variabili alle quali è già stato assegnato un nome, invece, non vengono ribattezzate. Un esempio è Antares.

Il catalogo delle stelle variabili si chiama Combined General Catalog of Variable Stars (GCVS), mentre le stelle ancora poco studiate ed in attesa di classificazione sono racchiuse nel New Catalog of Suspected Variable Stars (NSV).

Una stella che ha destato parecchio stupore, in termini di variabilità è RZ Piscium. Osservazione effettuate dal Rochester Institute of Technology di New York, hanno mostrato come la stella presenti variazioni non predicibili e molto varie, tanto da indurre gli scienziati a ritenere che la variabilità possa essere indotta da una nube di gas e polveri in orbita, quel che resta di uno o più pianeti distrutti. La stella si trova a 550 anni luce da noi, nella  costellazione dei Pesci e durante gli episodi registrati ha mostrato variabilità di un paio di giorni, fino a divenire dieci volte meno brillante nell'ottico per aumentare l'emissione in infrarosso . Proprio questa emissione dimostra la presenza di molte polveri riscaldate. Inizialmente si è pensato alla presenza di una fascia asteroidale intorno alla stella, simile al Sole, ma non si esclude la presenza di pianeti distrutti in seguito all'inizio della fase di gigante rossa

Illustrazione di un pianeta distrutto che lentamente si spezza in una nube di gas e polvere in orbita intorno a RZ Piscium
Illustrazione di un pianeta distrutto che lentamente si spezza in una nube di gas e polvere in orbita intorno a RZ Piscium
Crediti NASA Goddard Space Flight Center

Ultimo aggiornamento del: 17/10/2019 19:40:43

Le stelle variabili eruttive

Le variabili eruttive sono stelle la cui luminosità cambia in seguito a brillamenti e fenomeni violenti che avvengono nelle loro cromosfere e nelle loro corone.

Definizione GCVS (General Catalog of Variable Stars) - Le variabili eruttive sono stelle la cui luminosità cambia in seguito a brillamenti e fenomeni violenti che avvengono nelle loro cromosfere e nelle loro corone. Le variazioni sono solitamente associate a eventi che si verificano nel guscio esterno o a perdite di massa sottoforma di venti stellari di intensità variabile, e/o a interazioni con il mezzo interstellare circostante.

La definizione di variabile eruttiva è forse la più ambigua rispetto alle altre categorie esistenti, e non è un caso che più di 500 stelle risultino ancora incerte sulle circa 3900 catalogate all'interno del GCVS. Questa incertezza (espressa dal simbolo : dopo il nome della stella ) è data proprio dal meccanismo che genera la variabilità, non riconducibile ad una causa nettamente individuata, bensì ad un coacervo di cause che non costituiscono una lista ben definita.

Esistono ad oggi varie tipologie di stelle variabili eruttive, qui di seguito riportate:

Stelle B[E]

Le stelle variabili di tipo B[e] sono stelle che emettono generalmente con classe spettrale B, quindi molto calde e di colore tendente al blu. In realtà appartengono alla categoria B[e] stelle che emettono da O6 a B9, con classe di luminosità III nel visibile. Il periodo di variazione è di parecchio minore di un giorno, mentre le variazioni sono più che altro fotometriche, quindi pochi punti percentuali invisibili ad occhio nudo. Sono molto simili alle variabili Gamma Cassiopeiae, meglio definite, quindi, di solito, se una stella non rientra precisamente nella categoria GCAS viene fatta migrare alla categoria B[e]. A volte le righe di emissione possono sparire completamente, per tornare anche parecchi anni dopo. La variabilità è di tipo ciclico, ma non è prevedibile, non essendo costante nel lungo periodo.

Variabili blu luminose (LBVs)

"Outbursts of luminous blue variable stars from variations in the helium  opacity" - Nature, 2018
"Outbursts of luminous blue variable stars from variations in the helium  opacity" - Nature, 2018

Le variabili blu luminose (LBVs) sono stelle che presentano picchi molto elevati di rilascio energetico in fenomeni chiamati "stellar geysers", ma il processo che alimenta questi fenomeni è sempre stato un mistero. Alcune simulazioni 3D hanno evidenziato, a fine settembre 2018, come il moto turbolento degli strati esterni delle stelle possano creare degli addensamenti di materiale stellare in grado di catturare radiazione fino ad eruttare e sparire, in un fenomeno di natura ciclica. Molte stelle massicce passano un lungo periodo in questa fase di variabilità e scoprirne i processi è dunque un aspetto molto rilevante poiché si tratta di stelle che, anche se poco comuni, influiscono notevolmente sull'evoluzione di una galassia .

Ad oggi ne sono state scoperte una dozzina nella nostra Via Lattea , con masse che possono eccedere le cento masse solari avvicinandosi al limite di massa ritenuto massimo. A fronte della grande gravità, c'è una radiazione estremamente potente e proprio dalla battaglia di questi due aspetti derivano i potenti burst ai quali si assiste saltuariamente. Studi precedenti avevano indicato nell'assorbimento di fotoni da parte dell'elio il giusto meccanismo per acquisire energia e fuggire nello spazio tramite "geyser", ma gli strati esterni non sembravano così densi da poter catturare luce a sufficienza. Fino all'utilizzo di 60 milioni di processori, in grado di fornire una immagine realistica degli strati esterni e, soprattutto, una immagine in tre dimensioni. Convezione e turbolenza creano delle zone a maggior densità, con addensamenti tali da divenire opachi al punto da dar vita a quanto effettivamente teorizzato. 

FU ORIONIS

T-Tauri
T- Tauri - Immagine Atlas ottenuta nella Two Micron All Sky
Survey (2MASS), progetto congiunto
dell'Università del Massachusetts e dell'Infrared
Processing and Analysis Center / California
Institute of Technology, finanziato dalla NASA e
dalla National Science Foundation

Le stelle variabili di tipo FU Orionis sono evoluzioni delle T-Tauri e la loro variabilità è dovuta a variabilità legate al disco di accrescimento . Sono oggetti solitamente deboli, ma soggetti a variazioni di luminosità che arrivano anche a 6 livelli di magnitudine in periodi di vari mesi. La variazione rende queste stelle evidenti anche dal punto di vista visuale. Tutte le variabili di questo tipo sono associate a nebulose a riflessione . Gli spettri vanno da A a G.

Gamma Cassiopeiae

Simili alle B[e] ma periodiche, anticamente chiamate Gamma Eridani, sono stelle dalla rapida rotazione , con classi di luminosità III o IV nel visibile e con spettro B. Le variazioni di luminosità raggiungono 1,5 unità di magnitudine visuale ma sono difficilmente percepibili senza uno strumento adatto. La variabilità è legata alla rapida rotazione, che fa perdere massa dalla fascia equatoriale formando dischi o anelli accompagnati da un abbassamento di luminosità. Il disco crea una riga di emissione nello spettro, formata proprio dal gas caldo di un anello o di una nube equatoriale.

Ultimo aggiornamento del: 14/04/2019 13:49:27

Variabili irregolari

Le variabili irregolari sono stelle la cui luminosità varia in modo non regolare, lasciando di conseguenza sottendere differenti processi alla base delle variazioni di luminosità che vengono registrate

Le variabili irregolari sono stelle la cui luminosità varia in modo non regolare.

Si distinguono a loro volta in:

Variabili irregolari I: le stelle variabili irregolari I sono stelle poco studiate e con proprietà non conosciute, sia per variazione sia per periodo. Si distinguono tra due sottoclassi principali: le variabili IA, con uno spettro che può andare da O ad A, e le vabiabili irregolari IB, con uno spettro che può essere medio, da F a G, oppure tardo, da K a M. L'incertezza ed il poco studio lascia molto spazio agli astrofili per poter scoprire qualcosa su queste stelle.

Variabili di Orione IN: (da GCVS) le variabili di Orione sono eruttive irregolari associate a nebulose diffuse oscure o luminose, oppure osservate nei dintorni di tali nebulose. Alcune possono mostrare variazioni cicliche di luce causate dalla rotazione assiale. Nel diagramma HR si trovano nella zona della Sequenza Principale e delle subgiganti. Si tratta probabilmente di oggetti giovani che nel corso dell'evoluzione successiva diventeranno stelle di luminosità stabile di Sequenza Principale di età zero (ZAMS - Zero Age Main Sequence). Le ampiezze di variazione possono raggiungere diverse magnitudini. Nel caso in cui vengano osservati cambiamenti rapidi (fino a 1 magnitudine in 1-10 giorni), al simbolo del tipo viene aggiunta la lettera S (INS). 

Si distingue tra:

  • INA: Sono variabili di Orione di classe spettrale B-A, con sporadici e improvvisi declini di tipo Algol;
  • INB: Variabili di Orione di tipo spettrale medio tardo (F-M). Le stelle variabili di spettro F possono mostrare declini di luce tipo Algol simili a quelle delle variabili INA; le stelle K-M possono produrre brillamenti e variazioni irregolari.
  • INT: Variabili di Orione di tipo T-Tauri;
  • INYY: Variabili che mostrano la presenza di componenti di assorbimento nella zona verso il rosso delle righe di emissione, ad indicare la caduta di materia verso la superficie della stella e quindi la presenza di un disco di accrescimento della stella stessa.

Le variabili di Orione sono presenti, ovviamente, anche nei pressi di altre nebulose, come la nebulosa Cono (NGC 2264), la nebulosa Fiamma (NGC 2024), la Pellicano (IC 5070) e Trifida (M 20).

Variabili irregolari rapide IS: sono variabili irregolari rapide, senza una evidente associazione a nebulose diffuse e con variazioni luminose di circa 0,5-1 magnitudini per diverse ore o giorni. 

Non esiste un confine netto tra variabili di Orione e irregolari rapide. Se una stella irregolare rapida viene osservata nella regione di una nebulosa diffusa, viene considerata una variabile di Orione, e designata con INS. Per la classe IS, è necessario essere sicuri che le variazioni siano non periodiche. Si distingue tra ISA, con stelle dei primi tipi spettrali (B-A) e ISB, con stelle di tipo spettrale medio o tardo (F-M).

R CORONAE BOREALIS 

Poche stelle appartengono a questa categoria (a metà 2017 se ne contavano soltanto 65 in tutto il cielo conosciuto), caratterizzate da picchi di lungo periodo che ad intervalli regolari subiscono cali di brillantezza in grado di arrivare anche a 9 magnitudini. Dopo il calo, serve qualche anno (3 più o meno) per ripristinare la luminosità massima. Si tratta di stelle pulsanti, molto luminose, povere di idrogeno e ricche di elio e carbonio, appertenenti ai tipi spettrali B-R. I declini sono lenti e non periodici e variano da 1 a 9 magnitudini in periodi che vanno da un mese a centinaia di giorni. In aggiunta, c'è una pulsazione ciclica di decimi di magnitudine , in periodi tra 30 e 100 giorni (GCVS).
Molto spesso queste stelle sono avvolte da nubi di polveri in grado di oscurarle parzialmente. 

Uno studio di Agosto 2017 a cura della University of Oklahoma indica in due sistemi binari composti da due nane bianche una possibile sorgente di nuove stelle di tipo R Coronae Borealis. Attraverso l'Apache Point Observatory da 3.5 metri, infatti, due coppie di nane bianche sono state caratterizzate al meglio, individuando periodi orbitali rispettivamente di 40 e 46 minuti. Si tratta di sistemi altamente interessanti anche perché fonte di onde gravitazionali, viste le masse in gioco; qualcosa che LISA (Laser Interferometer Space Antenna) potrebbe un giorno captare. Una delle coppie è un sistema binario a eclisse, uno dei soli sette sistemi di questo tipo alla data scoperti. Sarà importante capire cosa accadrà nel momento in cui le stelle tenderanno a unirsi ancora di più: c'è chi scommette su una supernova ma anche chi predice una fusione delle stelle a creare una stella esotica di tipo "R Coronae Borealis".

RS CANUM VENATICORUM (RS CVn)

La classe RS CVn è associata a sistemi binari stretti con spettri che mostrano le righe di emissione H e K del Ca II (calcio ionizzato) e intensa attività cromosferica nelle componenti che causa una variabilità quasi-periodica. Il periodo delle variazioni è vicino a quello orbitale e l'ampiezza è tipicamente dell'ordine di 0,2 magnitudini visuali. Emettono radiazioni X e sono anche variabili rotanti. RS CVn è un sistema ad eclisse (GCVS).
Le scale temporali sono molto differenziate: alcune sono periodiche mentre altre faticano ad essere definite tali. Spesso gli oggetti hanno macchie estese, quindi la luminosità varia con la rotazione della stella. La variazione è detta onda e si aggiunge, nella curva di luce , alla variabilità indotta dal moto di eclisse .

S DORADUS

Nathan Smith (University of California, Berkeley), and NASA
Eta Carinae - Crediti Nathan Smith
(University of California, Berkeley),
and NASA [Public domain]

Sono variabili blu luminose. Il GCVS le definisce come stelle eruttive molto luminose dei tipi B-F, che presentano variazioni irregolari, talvolta cicliche, con ampiezze nell'intervallo 1-7 magnitudini visuali. Sono tra le stelle blu più brillanti delle galassie di appartenenza, e generalmente sono associate a nebulose diffuse e circondate da gusci in espansione.
Sono anche definite come stelle di Hubble-Sandage oppure Variabili Blu Luminose. La più nota è sicuramente Eta Carinae. Non sempre, ovviamente, il loro colore è blu ma tutte sono caratterizzate da copiose perdite di massa seguite da stati di quiete.

UV CETI

Anche dette stelle a brillamento o flaring stars, sono nane di tardo spettro con illuminazioni repentine e regolari come intervallo. Il GCVS le indica come stelle dei tipi K-M, che presentano talvolta attività di brillamento con ampiezze che vanno da alcuni decimi di magnitudine fino a 6 magnitudini in visuale. L'ampiezza è molto maggiore nella regione ultravioletta dello spettro. Il picco si raggiunge alcuni secondi dopo l'inizio del brillamento, e la stella torna alla luminosità normale in alcuni minuti o dozzine di minuti. I brillamenti stellari avvengono in tutto lo spettro elettromagnetico , dai raggi X alle onde radio .

I brillamenti rivelati nella banda dei raggi X hanno molte analogie con i brillamenti osservati sul Sole: la forma della curva di luce , le elevate temperature (sopra i 10 milioni di gradi), i tempi scala caratteristici.
Le stelle che tipicamente presentano questo tipo di brillamento sono le nane, solitamente rosse anche se il colore non è poi così fondamentale, dal momento che lo stesso Sole non è ignaro a questi fenomeni e che alcuni brillamenti si sono avuti anche su nane brune.

Proxima Centauri
Proxima Centauri - Credit The Two
MicronAll Sky Survey at IPAC

Una stella variabile a brillamento che conosciamo molto bene e che ogni tanto si lascia apprezzare proprio per queste sue improvvise appariscenze è Proxima Centauri, la stellina del sistema multiplo di Rigel Kentaurus che sembra essere la più vicina al nostro Sistema Solare .
Non si tratta di brillamenti molto forti, e questo è provato dal fatto che, finora, sono visibili i brillamenti soltanto su stelle entro i 60 anni luce da noi. Non è lecito pensare che in stelle più lontane ciò non accada, soprattutto in un universo uniforme che non ha niente di speciale in un determinato suo quartiere.

Il sottotipo UVN è dato da variabili di Orione a brillamento di spettro Ke-Me. Quasi identiche alle UV Ceti osservate nelle vicinanze del Sole. Sono normalmente caratterizzate dall'appartenenza a tipi spettrali anteriori e dalla maggiore luminosità, con uno sviluppo più lento dei brillamenti.

nebulosa M1-67
Nebulosa M1-67 che circonda
la stella di Wolf-Rayet WR 124

WOLF-RAYET

Il GCVS le definisce stelle con larghe bande di emissione di He I e di He II, come pure di C II- C IV, OII-OIV, NII-NV. Presentano variazioni irregolari con ampiezze fino a 0,1 magnitudini visuali, causate probabilmente da processi fisici quali l'espulsione instabile di massa dall'atmosfera .
Sono generalmente stelle supergiganti calde e brillanti, con temperature pari a quelle delle stelle O dalle quali si differenziano per sole righe di emissione, quindi per la mancanza quasi totale dell'idrogeno. Queste stelle perdono massa a grande ritmo e sono dominate dalla presenza di elio. 
Si distinguono in WN e WC: le prime hanno molto azoto e piccole tracce di idrogeno, le seconde invece sono ricche di carbonio.

Ultimo aggiornamento del: 14/04/2019 14:13:59