Le variabili pulsanti

gennaio 01, 2012  |   AstronomiaNova   |     |   0 Commenti

di Daniele Gasparri

Le variabili pulsanti sono stelle che cambiano in modo periodico la loro luminosità. La fase di pulsazione riguarda quasi tutte le stelle che, a seguito della loro età abbandonano la sequenza principale e si trasferiscono nella striscia di instabilità o nel ramo delle giganti. Il loro studio, anche da parte dell’astronomo non professionista, è fondamentale per determinare con precisione le distanze dell’Universo, poiché molte di esse possono essere usate come candele standard.

Se avete pensato alle stelle come dei giganteschi oggetti sferici dalla forma fissata e definita, purtroppo vi sbagliate e neanche di poco.

Le variabili pulsanti sono stelle che cambiano in modo periodico la luminosità in conseguenza di variazioni importanti della loro struttura.

La fase di pulsazione riguarda quasi tutte le stelle che a seguito della loro età abbandonano la sequenza principale e si trasferiscono nella striscia di instabilità o nel ramo delle giganti. Il loro studio è fondamentale anche per determinare con precisione le distanze nell’Universo, poiché molte di esse possono essere usate come candele standard (e tra poco vedremo cosa significa).

Posizione delle variabili pulsanti nel diagramma HR. Quasi ogni variabile di questo tipo (tranne le Mira e le irregolari) si trova nella cosiddetta striscia di instabilità, una zona di transizione tra la sequenza principale e l’inevitabile morte della stella. Ogni variabile pulsante (tranne le giovani stelle pre-sequenza principale) è una stella che ha ormai esaurito il combustibile principale, l’idrogeno, è sta per terminare la sua vita.

Si tratta sempre, a prescindere dai tipi, di stelle che variano la loro luminosità a causa di pulsazioni dei loro strati superficiali, modificando quindi le loro dimensioni ad intervalli generalmente regolari (ma non sempre).

Le pulsazioni possono essere radiali a simmetria sferica, del tutto simile all’espansione di un palloncino, oppure non radiali, con espansione (o contrazione) asimmetrica e con una forma che risulterà allungata e/o deformata.

I vari tipi si differenziano per:

  • Regolarità o meno del periodo;
  • Durata del periodo di pulsazione;
  • Masse delle stelle;
  • Età e quindi stato evolutivo;
  • Tipologie di pulsazioni (radiali o non).

Analizziamone alcuni tipi, con le relative proprietà e curve di luce.

Cefeidi

Cefeidi

Sono le variabili pulsanti più importanti, quelle che hanno permesso di allargare i confini dell’Universo conosciuto alla fine degli anni Venti dello scorso secolo.

Le variabili Cefeidi sono stelle evolute con massa compresa tra 3 e 20 volte quella del nostro Sole e luminosità tra 300 e 40.000 volte maggiore.

Esse, dopo aver lasciato la sequenza principale, si sono portate in una regione del diagramma HR detta striscia di instabilità. Nel loro nucleo, dove avvengono le reazioni di fusione nucleare, l’idrogeno, che è stato il combustibile per centinaia di milioni di anni, è ormai quasi esaurito e si sta innescando la combustione dell’elio che le porterà alla successiva fase di giganti rosse.  Si tratta di stelle pulsanti (radialmente) che variano forma, quindi anche temperatura, colore e luminosità, da un minimo di un decimo di magnitudine fino a 2 magnitudini, in un periodo compreso tra 1 e 100 giorni.

Tipico andamento della curva di luce di una variabile Cefeide, classe idi stelle importantissima per la determinazione delle distanze galattiche e cosmologiche. Il periodo di pulsazione è funzione della luminosità assoluta. In realtà esistono due tipi di Cefeidi, che differiscono per il contenuto di metalli (diversa popolazione stellare).

La loro classe spettrale al massimo della luminosità è F, mentre al minimo possono arrivare sino alla G-K; un “salto” di temperatura di oltre 1.000 °K.

Il motivo delle pulsazioni regolari è da ricercare nel gigantesco inviluppo gassoso che circonda le regioni nucleari nelle quali avviene la produzione di energia. In parole semplici, quando la stella è contratta, l’inviluppo diventa piuttosto opaco alla radiazione prodotta al suo interno. L’accumulo di energia riscalda il gas che si ionizza ed espande, diventando trasparente: i fotoni sfuggono e il gas comincia a raffreddarsi, anche a causa dell’espansione. La pressione a questo punto diminuisce e la stella si contrae di nuovo a causa della forza di gravità, ricominciando il ciclo fino a quando, dopo qualche milione di anni, uscirà da questa fase instabile, cessando di essere una Cefeide.

Quando la stella è compressa, è più calda e più luminosa; quando invece si espande diventa più fredda, meno luminosa e di un colore tendente al rosso.

Nel 1912 Henrietta Leavitt (1868-1921), studiando questo tipo di stelle nella grande Nube di Magellano, scoprì che il periodo di pulsazione è direttamente legato alla luminosità assoluta della stella: maggiore è il periodo, maggiore è la luminosità.

Relazione periodo-luminosità per i due tipi di variabili Cefeidi. Quelle di tipo II sono più vecchie ed appartengono alla popolazione II. Quelle di tipo I appartengono alla classe delle giovani (relativamente) componenti di popolazione I.

Misurando quindi il periodo di pulsazione delle Cefeidi possiamo ricavare direttamente la magnitudine assoluta e, dalla conoscenza della magnitudine apparente, troveremo la distanza.  Il metodo funziona piuttosto bene, ma ci sono dei problemi, di natura sia osservativa  che fisica.  Innanzitutto esso va tarato o, meglio, calibrato.  Questo implica che dobbiamo conoscere la distanza di alcune variabili attraverso altri metodi, altrimenti non potremmo mai conoscere la loro luminosità assoluta. Uno dei maggiori problemi che in passato ha falsato, e non di poco, la calibrazione delle distanze è dovuto all’esistenza di due diverse classi di Cefeidi, facenti capo a due differenti popolazioni stellari.

La prima classe, più giovane e ricca di metalli, (popolazione I), alla quale appartengono le Cefeidi classiche (Tipo I) il cui prototipo è la stella delta della costellazione del Cefeo. A questo gruppo appartengono anche altre stelle “blasonate”, tra cui la Polare.

Il secondo gruppo è invece costituito da stelle vecchie, quindi povere di metalli, come se ne trovano in abbondanza negli ammassi globulari e nell’alone galattico, il cui prototipo è una stella nella costellazione della Vergine, chiamata W Virginis.

Sebbene il meccanismo di pulsazione sia del tutto simile, la diversa abbondanza di elementi pesanti (metalli) provoca una lieve differenza nella relazione periodo-luminosità.  Si pensa che tutte le stelle con massa superiore alle 3 volte quella solare passino attraverso questo stadio nelle fasi finali della loro vita. Questa fase è transitoria e relativamente breve (qualche decina di milioni di anni), tanto che non è facile trovare variabili di questo tipo; fortunatamente abbiamo a disposizione un gran numero di stelle tra cui scegliere.

Negli ammassi globulari, ad esempio, se ne trovano in generale qualche decina (tra le centinaia di migliaia totali).

Fortunatamente tutte le Cefeidi sono piuttosto luminose e questo consente loro di essere rilevabili anche nelle galassie a noi più vicine (entro un centinaio di milioni di anni luce).

Si pensa che tutte le stelle con massa superiore alle 3 volte quella solare passino attraverso questo stadio nelle fasi finali della loro vita. Questa fase è transitoria e relativamente breve (qualche decina di milioni di anni), tanto che non è facile trovare variabili di questo tipo; fortunatamente abbiamo a disposizione un gran numero di stelle tra cui scegliere. Negli ammassi globulari, ad esempio, se ne trovano in generale qualche decina (tra le centinaia di migliaia totali).

Fortunatamente tutte le Cefeidi sono piuttosto luminose e questo consente loro di essere rilevabili anche nelle galassie a noi più vicine (entro un centinaio di milioni di anni luce).

RR-Lyrae

Le variabili di tipo RR-Lyrae sono stelle pulsanti (radialmente) simili alle Cefeidi, ma profondamente diverse in massa, luminosità e stadio evolutivo.

Questa classe di stelle, il cui prototipo è la stella RR nella costellazione della Lyra, hanno generalmente masse simili o di poco inferiori al Sole e si trovano in una regione, nel diagramma HR, detta braccio orizzontale, all’interno della striscia di instabilità.

Curva di luce tipica di una variabile di tipo RR-Lyrae. L’andamento è meno simmetrico rispetto alle Cefeidi, con un aumento di luminosità piuttosto rapido, seguito da una discesa lenta. Il processo fisico alla base delle pulsazioni è lo stesso, Le differenze sono da imputare alle diverse masse tra questi due tipi di stelle pulsanti. A destra posizione delle variabili RR-Lyrae nel diagramma Hertzsprung-Russell

Si tratta di giganti bianche prossime alla fine della loro vita, dopo aver già attraversato la fase di giganti rosse. Nel loro nucleo il combustibile nucleare è l’elio, mentre l’idrogeno viene bruciato in gusci superiori.

La loro età è sempre superiore a quella delle Cefeidi, poiché si tratta di stelle meno massicce che quindi vivono molto più a lungo, per questo motivo sono anche più abbondanti. Appartengono sempre alla vecchia popolazione II e si trovano maggiormente concentrate nell’alone galattico e negli ammassi globulari; non a caso una vecchia classificazione le individuava come “Cefeidi degli ammassi”. Il periodo di pulsazione è piuttosto breve e compreso tra qualche ora e 2 giorni, con oscillazioni comprese tra 0,3 e 2 magnitudini e luminosità circa 50 volte maggiori della nostra stella.

Studiando diverse curve di luce, si è capito che il meccanismo di pulsazione può avvenire in due modi diversi; l’uno (RRab), del tutto simile a quello delle Cefeidi produce curve di luce simmetriche e regolari, l’altro (RRc), genera curve di luce asimmetriche, caratterizzate da un rapido aumento della luminosità e da un calo più graduale. Anche le variabili RR-Lyrae possono essere utilizzate come candele standard.

Si è scoperto infatti che tutte le stelle di questo tipo possiedono circa la stessa luminosità assoluta, a prescindere dal colore e dalla loro temperatura; se ne ricava quindi una relazione molto più semplice di quella trovata per le Cefeidi.

Relazione periodo-luminosità per le variabili RR-Lyrae. Tutte le stelle appartenenti a questa classe hanno all’incirca la stessa luminosità assoluta.

Sfortunatamente sono stelle piuttosto deboli, soprattutto se paragonate alle Cefeidi, tanto che possono essere utilizzate solo per la stima delle distanze galattiche.

Delta Scuti

Altro tipo molto interessante di variabili pulsanti, spesso classificate anche come cefeidi nane per la forma di alcune curve di luce.  Le delta Scuti, dal nome della stella delta della costellazione dello Scutum, che ne rappresenta il prototipo, sono molto interessanti e presentano forti differenze con le Cefeidi e le RR-Lyrae.

Il loro posto nel diagramma HR si colloca nella linea di instabilità ed interseca la sequenza principale. Questo significa che c’è una grande varietà di stelle che può appartenere a questa classe: stelle evolute, come le sub-giganti, altre appena nate, dette pre-sequenza principale, ed anche alcune di sequenza principale di classe spettrale tra la A2 ed F8.

Posizione delle Delta Scuti nel diagramma Hertzsprung-Russell e curva tipica di una variabile di tipo Delta Scuti. Generalmente hanno periodi di qualche ora e ampiezze ridotte. Il meccanismo di pulsazione è lo stesso delle Cefeidi. Non a caso vengono anche definite cefeidi nane.

Le masse sono comprese tra 1 e 2,5 masse solari e dipendono anche dal contenuto di metalli (le delta scuti con minore contenuto di metalli sono meno massicce, tra 1 e 2 masse solari, mentre quelle di popolazione I, con contenuto metallico simile al Sole, hanno masse comprese tra 1,5 e 2,5 masse solari).

Il periodo di pulsazione varia tra qualche decina di minuti fino a 10-12 ore. Una tipica stella di questo tipo presenta pulsazioni (a volte con più di un periodo) ad intervalli di qualche ora, con oscillazioni comprese tra qualche centesimo ed una magnitudine. La particolarità delle delta Scuti è che possono avere pulsazioni sia radiali che non radiali. Il loro studio può dare quindi molte informazioni sulla struttura interna, attraverso una tecnica chiamata astrosismologia, in modo analogo allo studio delle onde sismiche terrestri (i terremoti) che ci da informazioni sulla struttura interna della Terra.  Spesso la loro curva di luce non è simmetrica, o altamente periodica, come tutte le altre stelle pulsanti finora viste: la combinazione di diversi modi di pulsazione, sia radiali che non, genera delle curve di luce con periodi multipli che si sovrappongono gli uni agli altri.

La scoperta di queste variabili è quindi molto importante per conoscere a fondo la struttura e il comportamento stellare e non ultimo per stimare la loro distanza, poiché quelle più regolari e con oscillazioni maggiori possono essere utilizzate come candele standard.

Come le RR-Lyrae, anche le delta Scuti possono essere suddivise in diversi sottotipi, in base al contenuto di metalli e all’ampiezza delle oscillazioni.

Il tipo con oscillazioni elevate (HADS) presenta variazioni superiori a 0,1 magnitudini, mentre il tipo con oscillazioni ridotte (LADS) ha variazioni anche di 1-2 centesimi di magnitudine. Sebbene il confine tra i due tipi non sia rigoroso, alla base della classificazione ci sono elementi fisici. Le HADS sono più simili alle Cefeidi o RR-Lyrae, hanno generalmente un solo modo di pulsazione, che avviene in maniera radiale, descritte anche da una relazione periodo-luminosità come nei casi precedenti. Sono generalmente stelle evolute fuori dalla sequenza principale, nel braccio delle sub-giganti.

Le LADS ,contrariamente, presentano diversi modi di pulsazione, sia radiale che non, e sono principalmente stelle di pre-sequenza principale e sequenza principale; questa classe di delta Scuti è la più interessante da studiare per scoprire la struttura interna ed i modi con cui cambiano forma.

Un’altra tipologia di classificazione prende in esame il contenuto di metalli, quindi l’appartenenza ad una delle due popolazioni stellari.

Le delta Scuti classiche sono stelle di popolazione I, relativamente giovani, simili, per composizione chimica, al nostro Sole, mentre quelle vecchie di popolazione II sono classificate come SX Phoenicis, del tutto simili alle classiche.

RV-Tauri

Le RV-Tauri sono stelle supergiganti gialle situate, nel diagramma HR, tra le Cefeidi e le variabili di tipo Mira (che analizzeremo nelle prossime pagine) e sembrano rappresentare l’anello ci congiunzione tra questi due importanti (e molto diversi) tipi di variabili pulsanti.

Si pensa che le RV-Tauri siano stelle giunte al termine della loro vita, in quel momento di transizione, della durata di appena qualche migliaio di anni, nel quale una stella non troppo massiccia si accinge ad abbandonare lo stadio di supergigante e a diventare una nana bianca, espellendo i suoi gusci esterni e trasformandosi in una nebulosa planetaria. Non a caso, nel diagramma HR la loro posizione, vicino al braccio delle giganti, indica proprio che esse sono in uno stadio evolutivo successivo, il cui ultimo fine è la creazione di una nana bianca ed eventualmente una nebulosa planetaria.

Posizione delle RV-Tauri nel diagramma HR

Non tutte le stelle post giganti che sono destinate a diventare nane bianche sono variabili RV-Tauri; si pensa infatti che la massa e la metallicità giochino un ruolo fondamentale. La breve durata di questa fase è confermata anche dal fatto che le RV-Tauri sono il tipo di variabili meno abbondante nella nostra galassia; molte di esse sono stelle vecchie di popolazione II e vengono scoperte nell’alone galattico.

L’importanza di queste variabili è legata al fatto che la scoperta e il successivo studio possono fornire dati sulle ultime fasi evolutive delle stelle di massa medio-grande, visto che il passaggio tra gigante-supergigante e nana bianca non è ancora stato ben compreso dalla comunità astronomica.

Curva di luce tipica di una RV-Tauri, stelle pulsanti minori di 8 volte la massa del Sole, che sono prossime allo stadio finale della loro vita: la perdita degli strati esterni, che formeranno una nebulosa planetarie, e la trasformazione del nucleo in nana bianca.

Le pulsazioni sono radiali ma non sempre regolari. Ci sono, anche in questo caso, periodi multipli che si sovrappongono, compresi tra 30 e 150 giorni, e ampiezze fino a 4 magnitudini. Le curve di luce presentano più massimi o minimi e possono differire notevolmente le une dalle altre, al punto che sono stati definiti diversi sottotipi:

  • Tipo RVa, nelle quali la luminosità media resta costante;
    • Tipo RVb, nelle quali la luminosità media varia con un periodo compreso tra 600 e 1.500 giorni.

In realtà alcuni studi recenti lasciano pensare che la differenza tra questi due tipi non sia di tipo fisico. Attorno a queste stelle sono stati osservati dei gusci di polvere in rapida evoluzione, tanto che si pensa che il tipo RVb sia in una fase attiva, in cui il guscio viene disperso dalle pulsazioni ma continuamente alimentato.

Se non c’è un fenomeno di auto alimentazione della polvere, il guscio tende ad essere spazzato via rapidamente, o al limite a rimanere sostanzialmente invariato se posto a grandi distanze: il risultato e che la stella mantiene una luminosità media costante, “trasformandosi” nel tipo RVa.

Variabili di lungo periodo: Mira e semiregolari

Le variabili Mira prendono il nome dalla stella Omicron Ceti, nella costellazione della Balena, chiamata anche Mira (meravigliosa) per il comportamento che la porta a variare di svariate magnitudini in qualche mese, rendendola facilmente visibile ad occhio nudo o invisibile anche attraverso molti binocoli. Si tratta di stelle giganti rosse, di massa inferiore a 2 masse solari, estremamente estese, tanto da poter occupare facilmente l’orbita di Giove, se si trovassero al posto della nostra stella, e decine di migliaia di volte più luminose.

Posizione delle variabili Mira e semiregolari all’interno del diagramma HR. Contrariamente agli altri tipi di stelle pulsanti, esse fanno parte del ramo delle giganti e supergiganti rosse.

La classe delle variabili di tipo Mira appartiene a quello che viene definito braccio asintotico delle giganti, una regione del diagramma HR che raccoglie le stelle non troppo massicce che sono evolute in giganti rosse, estremamente luminose ma con temperature superficiali molto basse (comprese tra 2.000 e 3.000 K).

Il loro periodo di pulsazione è compreso tra 100 e 1.000 giorni, con ampiezze elevate, superiori a 2,5 magnitudini, che possono arrivare fino a 10; sono variabili molto appariscenti, facilissime da seguire anche visualmente o addirittura ad occhio nudo (il caso di Omicron Ceti).

Curva di luce tipica di una variabile Mira. L’andamento è simile a quello delle Cefeidi, benché si sviluppi su tempi scala nettamente maggiori (dell’ordine dei mesi). Il prototipo di questa classe è la stella Omicron Ceti, detta Mira.

Queste stelle hanno una vita media di solo qualche milione di anni, periodo durante il quale parte della loro massa, a causa di un fortissimo vento solare, viene espulsa e probabilmente andrà a formare gli anelli esterni di quella che sarà presto una nebulosa planetaria con al centro una nana bianca molto compatta e calda.

Il tasso di perdita di massa delle variabili Mira è elevato, fino ad 1 milionesimo di massa solare ogni anno; poiché si tratta di stelle simili quanto a massa al Sole, si capisce come con questo tasso di perdita non possano avere una vita superiore al milione di anni. Il nostro stesso Sole, tra circa 5 miliardi di anni, attraverserà questa fase turbolenta ed instabile.

Le variabili semiregolari

Esse si trovano nella parte alta del braccio asintotico delle giganti; si tratta quindi di stelle più luminose, in generale di supergiganti, ma anche giganti, molto simili alle variabili Mira, ma con una curva di luce che non mostra una periodicità netta e costante. Spesso la comunità astronomica tratta allo stesso modo questa classe di variabili, le Mira e le RV-Tauri, poiché il loro comportamento è così simile da indurre a pensare sia generato da meccanismi fisici analoghi (si pensa che la fase RV-Tauri rappresenti l’evoluzione delle variabili Mira).

Come ogni classe che raccoglie stelle dal comportamento non perfettamente definito, le variabili semiregolari presentano caratteristiche diverse le une dalla altre, e possono essere suddivise in 4 sottotipi:

  • SRa: sono le più regolari, con un periodo superiore ai 35 giorni e ampiezze inferiori a 2,5 magnitudini, molto simili alle Mira;
  • SRb: periodi superiori ai 20 giorni e ampiezze inferiori alle 2,5 magnitudini. Sono piuttosto irregolari; spesso nelle curve di luce appaiono zone costanti o con variazioni di luminosità imprevedibili;
  • SRc: stelle supergiganti che occasionalmente variano la loro luminosità in modo irregolare e con ampiezze ridotte. La stella più famosa di questo tipo è Betelgeuse, nella costellazione di Orione;
  • SRd: giganti e supergiganti gialle, di tipo spettrale tipicamente compreso tra F e K. Sono piuttosto diverse dalle Mira e dalle altre semiregolari e presentano solo occasionalmente delle variazioni di luminosità, generalmente superiori ad una magnitudine (fino a 4 magnitudini).

Le variabili pulsanti come candele standard

Alcune tra le stelle pulsanti viste nelle pagine precedenti possono essere utilizzate per stimare distanze galattiche ed extra-galattiche.

Il periodo di pulsazione di alcune stelle dipende dalla loro luminosità assoluta, quindi dall’energia che emettono nell’unità di tempo; in altre parole, conoscendo il periodo di pulsazione possiamo ricavarci la magnitudine assoluta. Dalla misura della magnitudine apparente ricaviamo il cosiddetto modulo di distanza, che ci fornisce direttamente la distanza dell’oggetto.

Alcune di queste stelle pulsanti sono così luminose da rendersi visibili anche in altre galassie, fino a distanze di qualche centinaio di milioni di anni luce. Esse costituiscono degli strumenti fondamentali per la calibrazione di altri indicatori di distanza, prima fra tutte la legge di Hubble.

Non tutti i tipi di variabili pulsanti possono essere utilizzati come candele standard, ma solamente le Cefeidi (tipo I e II), le RR-Lyrae, le RV-Tauri e il sottotipo ad elevata ampiezza delle Delta Scuti.

Per ogni tipo esiste una relazione, più o meno semplice, detta relazione periodo-luminosità, la quale lega il periodo di pulsazione alla loro luminosità assoluta, previa un’opportuna calibrazione.

E’ molto importante capire questo punto: il periodo di pulsazione dipende dalla magnitudine assoluta della stella, che è una proprietà intrinseca, non da quella apparente, che dipende da vari fattori come la distanza e l’assorbimento causato dalle polveri e gas posti nel cammino della radiazione che giunge fino alla Terra.

Per conoscere la luminosità intrinseca di ogni stella occorre conoscere la sua distanza, altrimenti l’unico dato che possiamo ricavare è la luminosità apparente.

Pare di essere entrati in un circolo vizioso: come è possibile utilizzare le candele standard per misurare le distanze quando occorre conoscere la distanza per determinare la  luminosità assoluta della stella?

Possiamo superare l’empasse solamente se, utilizzando altri metodi, arriviamo a conoscere la distanza di alcune stelle che serviranno per calibrare l’unità di misura. Il procedimento di calibrazione va fatto (nel caso ideale) solo una volta, su degli oggetti che già conosciamo.

Una volta eseguito, abbiamo una legge universale: il guadagno netto è senza dubbio notevole!

Il procedimento è a grandi linee il seguente:

  • Si individuano delle regioni ricche di stelle che possiamo assumere tutte poste alla stessa distanza dalla Terra (con buona approssimazione), come ad esempio quelle negli ammassi aperti, globulari o in galassie a noi vicine e di piccole dimensioni, come le Nubi di Magellano. Poiché tutte le stelle in osservazione le assumiamo alla stessa distanza, le loro variazioni di luminosità apparente corrisponderanno a variazioni di luminosità assoluta: in questo modo possiamo scoprire alcune proprietà importanti. Nel nostro caso specifico, scopriamo che variazioni del periodo di pulsazione corrispondono a variazioni di luminosità apparente, e quindi, per la scelta del campione di stelle, a variazioni di luminosità assoluta: scopriamo così che esiste un legame tra luminosità intrinseca della stella e periodo di pulsazione;
  • Ora dobbiamo cercare di capire qual è in termini matematici il legame: dobbiamo trasformare la magnitudine apparente in quella assoluta. Per fare questo è sufficiente conoscere la distanza di almeno una stella qualsiasi dell’agglomerato considerato. Questo è sicuramente il passo più delicato.  Se la distanza non è elevata, possiamo tentare di utilizzare qualche metodo geometrico, come la parallasse trigonometrica o quella di gruppo; spesso si utilizzano più metodi insieme per ridurre al minimo gli inevitabili errori. Conosciuta la distanza, e conoscendo la magnitudine apparente, possiamo ricavare facilmente la magnitudine assoluta e sostituire tali valori nel grafico che riporta la luminosità apparente in funzione del periodo di pulsazione: finalmente abbiamo calibrato il grafico. Ora possiamo applicare il metodo ad ogni stella di quel tipo, poiché non si ha più la dipendenza critica dalla distanza.

Il procedimento appena descritto fu utilizzato nei primi anni del Novecento da Henrietta Leavitt, astronoma americana che per prima trovò la relazione periodo-luminosità per le variabili Cefeidi osservando quelle all’interno della grande Nube di Magellano.

Vediamo ora, brevemente, le relazioni-periodo luminosità per le variabili più importanti: Cefeidi classiche e RR-Lyrae.

Relazione periodo-luminosità per le Cefeidi

La procedura di calibrazione è particolarmente delicata, tanto che solamente negli ultimi anni si sono ridotti gli errori grazie all’impiego di telescopi di ultima generazione e tecniche digitali avanzate di ripresa delle immagini. L’esistenza di due tipi di Cefeidi ha portato in passato ad errori grossolani nella stima delle distanze, poiché ogni tipo ha una propria relazione periodo-luminosità.

Una volta calibrato, il grafico ha l’andamento mostrato nella figura qui sopra.

Le funzioni matematiche che descrivono i due andamenti sono identiche, ma differiscono solo per il valore delle costanti.

Un calcolo semplice e veloce, anche se è bene non dimenticare gli sforzi enormi, prodotti da generazioni di astronomi, per consentire a noi cotanta facilità. Spesso le relazioni più semplici sono proprio quelle che hanno richiesto il più elevato investimento di energie intellettuali.

RR-Lyrae

La relazione di luminosità per queste variabili pulsanti è molto semplice, visto che abbiamo già detto che possiedono tutte circa la stessa magnitudine assoluta. Non occorre quindi applicare una relazione più o meno laboriosa, ma soltanto tenere in mente che la luminosità assoluta media è 0,6 < Mv < 0,7  ; il valore, variabile di 1/10 di magnitudine, è dovuto sia ad una leggera dipendenza dal periodo di pulsazione, che dal contenuto di metalli.

Per affinare ulteriormente le stime di distanza occorre tenere conto di queste due variabili.

E’ importante notare come queste stelle, benché oltre 50 volte più luminose del Sole, siano molto più deboli delle Cefeidi e non possono essere osservate in altre galassie (tranne rarissime eccezioni), limitando il loro utilizzo agli ambienti della Via Lattea. Le RR-Lyare sono molto importanti nella stima delle distanze degli ammassi globulari, all’interno dei quali se ne possono osservare qualche decina, molte alla portata della strumentazione amatoriale.

Perché gli astrofili che possiedono un telescopio ed una camera CCD non si cimentano in uno studio fotometrico che consentirebbe di ricavare in questo modo la distanza dell’ammasso?  E’ molto più semplice e divertente di quando comunemente si crede.

Per Daniele Gasparri, l’astronomia è, contemporaneamente, una passione e una professione. Studia astronomia a Bologna ma, allo stesso tempo, cerca, con la propria strumentazione amatoriale, di condurre progetti di ricerca professionale, ottenendo spesso risultati di qualità, come la scoperta di un pianeta extrasolare in transito nel settembre 2007, di qualche nuova stella variabile e lo studio in alta risoluzione dei corpi del sistema solare. Accanto allo studio del cielo vi è la passione, nata da poco, di comunicare, in un linguaggio nuovo e coinvolgente, tutte le meraviglie che esso contiene, che non necessariamente devono coinvolgere solo la vista ma, anzi, devono afferrare il lettore ad un lato superiore, più profondo, e proiettarlo nel vero mondo che ci circonda, che spesso non è come lo vogliamo vedere.

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