Stea variabilă

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Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea colecției poetice a lui Vittorio Sereni, consultațiVariable star (colecție poetică) .
Imaginea arată extinderea ecoului luminos al stelei variabile de tip exploziv V838 Monocerotis .

O stea variabilă este o stea a cărei strălucire aparentă se schimbă în timp. Acestea pot prezenta variații de la câteva miimi de magnitudine la douăzeci de magnitudini în perioade cuprinse între fracțiuni de secundă și ani [1] . Variația poate fi cauzată fie de o modificare reală a luminozității emise, fie de o modificare a cantității de radiații care ajunge pe Pământ ; în consecință, stelele variabile sunt împărțite în:

  • Variabile intrinseci a căror luminozitate se schimbă de fapt, de exemplu datorită modificărilor dimensiunii stelei.
  • Variabile extrinseci a căror schimbare aparentă a luminozității se datorează cantității diferite de radiații care ajung pe Pământ, de exemplu datorită unui însoțitor care orbitează steaua și uneori o eclipsează .

Multe stele, poate cele mai multe dintre ele, schimbă strălucirea în timp. Soarele nu face excepție: luminozitatea sa variază cu 0,1% în timpul ciclului său de 11 ani [2] .

Descoperire

Steaua Mira , prima variabilă descoperită, observată de telescopul spațial Hubble .

Prima stea variabilă care a fost recunoscută ca atare a fost ο Ceti (numită mai târziu Mira ): în 1638 Johannes Holwarda a observat că și-a variat strălucirea pe o perioadă de 11 luni. Steaua a fost descrisă anterior ca o nouă de către David Fabricius în 1596 . Descoperirea variabilității Ceti și a supernovelor observate în 1572 și 1604 i-a convins pe astronomi că cerul înstelat nu era ceva etern invariabil, așa cum credeau Aristotel și alți filozofi antici și au contribuit la revoluția cunoștințelor astronomice din secolele al XVI - lea și XVII [3]. ] .

A doua stea variabilă care a fost descoperită a fost variabila eclipsantă Algol , observată de Geminiano Montanari în 1669; John Goodricke a dat explicația corectă a variabilității sale în 1784 . χ Cygni a fost identificat ca o variabilă de G. Kirch în 1686 , apoi a venit rândul lui R Hydrae în 1704 datorită GD Maraldi . În 1786, erau cunoscute 12 variabile, inclusiv δ Cephei și β Lyrae , descoperite de John Goodricke în 1784 . Din anii 1850 , numărul variabilelor cunoscute a început să crească mai rapid, iar ritmul descoperirii a crescut și mai mult după 1890 , când a devenit posibilă identificarea variabilelor prin intermediul fotografiei [3] .

Cea mai recentă ediție aCatalogului general al stelelor variabile [4] enumeră aproximativ 46.000 de stele variabile din galaxia noastră , aproximativ 10.000 din alte galaxii și peste 10.000 de variabile suspectate.

Observarea stelelor variabile

Stelele variabile sunt în general analizate folosind tehnici fotometrice , spectrofotometrice și spectroscopice . Măsurătorile modificărilor lor fotometrice pot fi utilizate pentru a trasa curba luminii , care arată tendința cantității de radiații emise de stea în timp. Curba luminii permite stabilirea variabilelor regulate, perioada variațiilor și amplitudinea acestora [5] ; cu toate acestea pentru multe stele aceste cantități pot varia lent în timp sau chiar de la o perioadă la alta. Vârfurile de luminozitate sunt cunoscute ca maxime , în timp ce jgheaburile din curbă se numesc minime [6] .

Curba de lumină a unei stele variabile.

Din curba luminii este posibil să se obțină următoarele informații [6] :

  • existența sau nu a unei periodicități sau a unei semi- periodicități în variații
  • care este perioada fluctuației dacă schimbarea este periodică
  • care este forma curbei, adică dacă este simetrică sau nu, dacă este unghiulară sau netedă, dacă fiecare ciclu are unul sau mai multe minime etc.

În schimb, următoarele informații pot fi derivate din spectru :

  • care este temperatura suprafeței stelei și clasificarea acesteia
  • dacă este o singură stea sau o stea binară (este de obicei posibilă separarea spectrului celor două componente, dacă steaua este binară)
  • dacă spectrul se schimbă în timp (de exemplu, temperatura suprafeței stelei poate varia periodic în timp)
  • dacă schimbările de luminozitate apar doar în anumite regiuni ale spectrului (de exemplu, pot apărea variații mari de luminozitate în banda vizibilă , dar aproape nicio variație în infraroșu )
  • dacă spectrul este deplasat spre roșu sau albastru datorită expansiunii periodice și prăbușirii stelei sau datorită rotației acesteia sau datorită prezenței gazului în expansiune în jurul stelei
  • spectrul poate dezvălui prezența câmpurilor magnetice puternice
  • prezența în spectru a liniilor de absorbție sau emisie anormale poate indica faptul că steaua are o atmosferă deosebit de fierbinte sau că este înconjurată de nori de gaz

Combinând informațiile care decurg din curbele de lumină cu cele care decurg din spectre, este posibil să se facă presupuneri cu privire la cauzele schimbărilor de luminozitate care apar în variabile. De exemplu, dacă observăm că spectrul stelei se deplasează spre roșu și spre albastru cu aceeași frecvență cu care se produc modificări de luminozitate, putem deduce că steaua pulsează și că aceste pulsații sunt cauza variabilității sale [7] .

În cazuri foarte rare este posibil să se obțină imagini ale suprafeței stelare care pot dezvălui prezența petelor , datorită modificărilor de luminozitate.

Astronomii neprofesioniști pot aduce o contribuție importantă la studiul stelelor variabile prin compararea strălucirii unei variabile cu cea a altor stele care se află în același câmp telescopic și care au fost recunoscute ca fiind variabile. Prin estimarea variațiilor de luminozitate în timp, este posibil să se construiască curba de lumină a variabilei. American Association of Variable Star Observers (AAVSO) colectează observațiile astronomilor neprofesioniști pe stele variabile și le pune la dispoziția comunității științifice [8] .

Nomenclatura stelelor variabile

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nomenclatura stelelor variabile .

Primelor stele variabile descoperite într-o constelație li se atribuie literele de la R la Z, de exemplu R Coronae Borealis . Această nomenclatură există de când Friedrich W. Argelander (1799-1875) a atribuit litera R, prima literă neutilizată a nomenclaturii Bayer din constelația sa, unei stele variabile încă nenumite. Literele RR la RZ, SS la SZ, TS la TZ și așa mai departe până la ZZ sunt utilizate pentru variabilele descoperite ulterior, cum ar fi RR Lyrae . Apoi continuăm să folosim literele de la AA la AZ, de la BB la BZ și așa mai departe până la QZ (omițând J). Dacă aceste 334 de combinații sunt epuizate, variabilelor descoperite ulterior li se atribuie abrevierile V335, V336, V337 și așa mai departe [9] .

Clasificare

Stelele variabile pot fi împărțite în două clase mari: variabile intrinseci și variabile extrinseci [10] :

  • În variabilele intrinseci, variabilitatea este cauzată de modificările fizice ale stelei. Acestea sunt împărțite în trei subgrupuri principale:
  • În variabilele extrinseci, variabilitatea nu este cauzată de modificările fizice ale stelei, ci de alți factori, cum ar fi eclipsele sau rotația stelară . Acestea sunt împărțite în două subgrupuri principale:

Aceste subgrupuri sunt la rândul lor divizibile în tipuri mai specifice, care sunt denumite de obicei după prototipul lor. De exemplu, cele nouă pitici sunt numite variabile U Geminorum , începând cu prima astfel de stea care a fost recunoscută: U Geminorum .

Stele variabile intrinseci

Poziția unor variabile intrinseci în diagrama HR .

După cum sa menționat, principalele subgrupuri de variabile intrinseci sunt variabile pulsative, eruptive și cataclismatice.

Stele nasture

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Buton stea variabilă .

O stea pulsatoare este o stea care se extinde ritmic și își micșorează raza. Pulsatia apare mai ales în perioade regulate, dar uneori în perioade semiregulare sau, mai rar, neregulat. Odată cu modificarea dimensiunii razei, magnitudinea și spectrul stelei se schimbă de obicei [11] . Cele mai importante tipuri de variabile pulsatorii sunt după cum urmează:

Cefeide și alte stele pulsatoare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Cefeida .

Acest grup de variabile include multe tipuri de stele pulsatorii care se extind și se contractă în mod regulat. În anii 1930 Eddington a scris ecuațiile matematice descriind instabilitățile care stau la baza pulsațiilor stelare. Cel mai frecvent tip de instabilitate este legat de diferitele grade de ionizare a gazului din straturile convective de suprafață ale stelei. Să presupunem că aceste straturi, datorită forței gravitaționale, precipită spre interiorul corpului ceresc; în consecință acestea sunt comprimate și încălzite prin creșterea gradului de ionizare a gazelor care le compun. Drept urmare, devin mai opaci față de radiația care vine din interiorul stelei, care este prin urmare captată de gaz, producând o creștere suplimentară a temperaturii. Când acesta atinge un anumit nivel, stratul începe să se extindă, provocând scăderea acestuia. La rândul său, aceasta produce o scădere a gradului de ionizare și, în consecință, a opacității gazului; acest lucru are ca rezultat o eliberare mai mare a radiației care vine din interiorul stelei, cu o scădere ulterioară a temperaturii. În acest moment straturile exterioare sunt din nou atrase spre centrul stelei de forța gravitațională și ciclul începe din nou. Acest mecanism care stă la baza pulsațiilor este numit „ mecanismul κ ” [12] [13] .

Arthur Stanley Eddington , descoperitorul mecanismului κ .

În cefeide mecanismul is este produs de ionizarea heliului . Într-o stea normală din clasa A , F sau G , heliul este neutru în fotosfera stelară. Chiar sub fotosferă , la temperaturi de aproximativ 25.000-30.000 K , începe stratul de heliu II (heliu monoionic), în timp ce a doua ionizare a heliului are loc la temperaturi de 35.000-50.000 K. Heliul III (dublu ionizat) are o opacitate mai mare decât heliul II. Când steaua se contractă, temperatura heliului II crește și acest lucru determină pierderea unui electron și transformarea acestuia în heliu III. Având în vedere opacitatea sa mai mare, aceasta produce o creștere suplimentară a temperaturii. Pe măsură ce steaua se extinde și se răcește ca urmare a acestei creșteri a temperaturii, heliul III se recombină în heliu II, care este optic mai slab și, prin urmare, se răcește mai rapid. Când steaua se contractă din nou, temperatura crește și heliul II pierde un electron, devenind din nou heliu III și începând din nou ciclul [14] .

Cefeidele ocupă așa-numita bandă de instabilitate în diagrama HR, o porțiune a diagramei care intersectează secvența principală din regiunea dintre stelele de clasă A și clasa F (1-2 M ☉ ) și se extinde aproape vertical (ușor înclinat spre dreapta) spre cele mai strălucitoare stele [15] .

În general, în fiecare dintre subgrupurile cefeidelor există o relație fixă ​​între perioada variației și magnitudinea absolută a stelei și între perioadă și densitatea medie. Relația perioadă-luminozitate a cefeidelor a fost remarcată pentru prima dată de Henrietta Swan Leavitt în 1908 [16] .

Cefeidele sunt împărțite în continuare în subgrupuri. Cele mai importante sunt: ​​variabilele cefeide clasice, cefeidele de tip II (sau W Virginis ), variabilele RR Lyrae , variabilele Delta Scuti și variabilele SX Phoenicis .

Cefeidele clasice sunt stele uriașe sau supergigante galbene din clasa spectrală F6-K2 și ale populației I [17] care pulsează foarte regulat cu perioade cuprinse între zile și luni. Acestea sunt stele cu o masă de 4-20 de ori mai mare decât a Soarelui [18] și o lumină de până la 100.000 de ori mai mare decât a Soarelui [19] .

La 10 septembrie 1784, Edward Pigott a observat pentru prima oară variabilitatea lui η Aquilae , prima dintre variabilele cefeide care a fost descoperită. Cu toate acestea, prototipul cefeidelor clasice este δ Cephei , recunoscut ca o variabilă de John Goodricke câteva luni mai târziu [20] .

Poziția benzii de flambare a diagramei HR .

Cefadele au o importanță fundamentală în astronomie, deoarece sunt folosite ca lumânări standard . De fapt, strălucirea lor absolută este legată de perioada lor de variație, deși și metalicitatea stelei joacă un rol. În special, cu cât perioada de pulsație este mai lungă, cu atât steaua este mai strălucitoare. Odată ce această relație între perioadă și luminozitate a fost stabilită cu o anumită precizie, dată fiind perioada de variație a stelei, se poate obține luminozitatea sa absolută. Având în vedere acest lucru și având în vedere magnitudinea aparentă a stelei, distanța sa este ușor calculată [16] .

Observațiile variabilelor cefeide au făcut posibilă determinarea distanțelor dintre galaxii în cadrul grupului local . Edwin Hubble le-a folosit pentru a arăta că așa-numitele nebuloase spirale erau de fapt galaxii situate în afara Căii Lactee [21] .

Steaua Polară este o cefeidă clasică, chiar dacă are unele particularități în comparație cu stelele acestei clase [22] .

Cefeidele de tip II
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Cefeida de tip II , V Virginis variabilă și BL Herculis variabilă .

Cefeidele de tip II au pulsații regulate și o relație fixă ​​perioadă-luminozitate, similară cu variabilele δ Cephei, atât de mult încât au fost inițial confundate cu acestea din urmă. Cu toate acestea, ele se disting de cefeidele clasice prin faptul că, având în vedere o anumită perioadă, sunt mai puțin luminoase decât magnitudinile 1,6 în comparație cu verii lor [23] . Perioada variațiilor lor este cuprinsă între 1 și 50 de zile [24] . Cefeidele de tip II sunt stele de populație II , având în consecință o metalicitate scăzută, observabilă mai ales în halo galactic și în grupuri globulare . După cum am spus, totuși, cefeidele clasice sunt stele ale populației I [24] . Mai mult, cefeidele de tip II au în general o masă mai mică decât cele clasice, de obicei între 0,5 și 0,6 M ☉ [25] . Cefeidele de tip II sunt împărțite în subgrupuri în funcție de perioadă și în special cele mai frecvente subgrupuri sunt variabilele BL Herculis (perioadă între 1 și 4 zile) și variabilele W Virginis (10-20 zile). BL Her sunt stele care apar din ramura orizontală a uriașilor și care își extind raza și își măresc strălucirea. Prin urmare, ei dezvoltă un nucleu degenerat de carbon și oxigen și încep să fuzioneze heliu și hidrogen în două cochilii în afara nucleului degenerat. Variabilele W Vir sunt stele aparținând ramurii asimptotice a giganților (AGB), care, prin urmare, au dezvoltat pe deplin un nucleu degenerat de carbon și oxigen [24] [26] . Prin urmare, acestea se află într-un stadiu evolutiv mai avansat decât variabilele RR Lyrae , de care se disting prin perioada mai lungă. De asemenea, variabilele RV Tauri sunt uneori clasificate printre cefeidele de tip II, chiar dacă prezintă unele particularități nefiind complet regulate [24] .

Variabile RR Lyrae
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila RR Lyrae .

Acestea sunt stele asemănătoare cefeidelor, dar mai puțin strălucitoare (aproximativ 50 L ☉ [27] ). Sunt stele de masă medie-mică (aproximativ 0,7 M ☉ [27] ) și ale populației II, foarte sărace în metale, care au ieșit din secvența principală și care sunt situate în ramura orizontală a giganților, adică în faza centrală de fuziune a heliului [28] . Au perioade mai scurte decât cele ale cefeidelor clasice, precum și cele ale cefeidelor de tip II (0,2-1,1 zile [27] ), iar luminozitatea lor variază de la 0,2 la 2 magnitudini [27] . Sunt foarte frecvente în grupurile globulare , în cadrul căreia reprezintă 90% din stelele variabile [29] .

Variabila Delta Scuti
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila Delta Scuti .

Variabilele Delta Scuti (δ Sct) ocupă aria diagramei HR în care banda de instabilitate traversează secvența principală [30] . Prin urmare , acestea sunt principalele stele secvență sau subgiants (prin urmare , denumirea lor de cepheids pitice [30] ). Au o clasă spectrală între F8 și A2 și mase între 1,5 și 2,5 M ☉ [30] . Deoarece nu au ajuns încă la stadiul de gigant, în medie sunt mai puțin luminoase decât cefeidele clasice și, de asemenea, variabilele RR Lyrae [30] . Comparativ cu celelalte cefeide, perioadele lor sunt mai scurte (între 0,03 și 0,3 zile) cu amplitudini cuprinse între 0,003 și 0,9 magnitudini [30] . De asemenea, se disting de celelalte cefeide, deoarece suprapuse variației principale, datorită pulsațiilor radiale ale stelei, există și variații secundare, datorate pulsațiilor non-radiale ale stelei [31] .

SX Phoenicis variabilă
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila SX Phoenicis .
Imaginea ilustrează propagarea pulsațiilor din interior către exteriorul unei stele

Variabilele SX Phoenicis sunt similare cu variabilele δ Scuti, dar în comparație cu acestea din urmă sunt mult mai sărace în metale, atât de mult încât sunt clasificate ca stele subdwarf , care ocupă o regiune a diagramei HR corespunzătoare benzii de instabilitate, dar dispuse mai jos de secvența principală [32] . La fel ca variabilele RR Lyrae, acestea se găsesc în principal în grupuri globulare [32] . În comparație cu verii lor δ Scuti au variații mai puțin largi de luminozitate (până la 0,7 magnitudini) și cu perioade mai scurte (0,7 - 1,9 ore) [33] .

Butoane pe termen lung și semi-regulate

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila pe termen lung și variabilă semiregulară .

Variabilele aparținând acestui subgrup, spre deosebire de cefeide, nu au perioade constante. Perioadele lor se pot schimba de la ciclu la ciclu, chiar considerabil, sau nici măcar nu este posibil să se identifice o perioadă de niciun fel. Stelele aparținând acestui subgrup sunt giganți roșii sau supergigante și, atunci când sunt prezente, perioada lor de variație poate varia de la săptămâni la câțiva ani.

Acestea sunt împărțite în alte subgrupuri: variabilele Mira , variabilele semiregulare și variabilele neregulate lente .

Butoane Scop
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila Mira .

Este vorba despre giganți roșii, aparținând claselor spectrale M, C și S, care au atins un stadiu foarte avansat al evoluției lor [34] . Acestea sunt stele mult mai strălucitoare decât Soarele (3000 - 4000 L ☉ [35] ) și mult mai mari (200 - 300 R ☉ rază [35] ), cu masa medie (1 - 1,5 M ☉ [36] ) și aparținând ramura asimptotică a uriașilor, care prezintă variații foarte largi de luminozitate (de la 2,5 la 11 magnitudini, adică în trecerea de la minim la maxim își cresc luminozitatea de la 10 la 20.000 de ori) în perioade de 80 - 1000 de zile [34] . Datorită instabilității lor, variabilele Mira pierd cantități mari de masă (10 −7 - 10 −6 M ☉ pe an), ceea ce determină formarea norilor de gaz în împrejurimile lor imediate [35] .

Pulsările care afectează variabilele Mira sunt în general destul de regulate, cu perioade care variază puțin de la un ciclu la altul. Cu toate acestea, unii dintre ei experimentează variații consistente pe o perioadă de câțiva ani sau decenii, atât de mult încât, în unele cazuri, încetează să mai fie variabile de tip Mira. Mecanismul care stă la baza pulsațiilor acestor variabile nu a fost încă bine înțeles, spre deosebire de cel al cefeidelor. Se consideră că pulsațiile regulate sunt rezultatul opacității unui strat exterior al stelei, în timp ce variațiile la scară largă ar trebui să depindă de modificările radicale ale structurii profunde a stelei, cum ar fi declanșarea straturilor de hidrogen în regiunile de deasupra. până la miezul stelar [37] .

Butoane semi-regulate
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Variabilă semi-regulată .

Variabilele semiregulare sunt stele uriașe sau supergigante aparținând claselor spectrale intermediare care prezintă periodicitate considerabilă în modificările lor de luminozitate, însoțite sau uneori întrerupte de diferite nereguli. Perioadele variază de la 2 la 2000 de zile, în timp ce forma curbei de lumină poate fi destul de diferită de la ciclu la ciclu. Amplitudinea variației poate varia de la câteva sutimi de magnitudine la mai multe magnitudini, dar este de obicei 1 sau 2 magnitudini în banda vizibilă [33] . Un exemplu de variabilă semiregulară este Betelgeuse , a cărei magnitudine aparentă variază de la 0,2 la 1,2 [38] .

Butoane neregulate lente
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Variabilă neregulată lentă .

Acestea sunt de obicei giganți sau supergiganti din clasa K, M, S sau C [39] care nu prezintă periodicitate evidentă sau cel mult o periodicitate care apare doar ocazional. În realitate, acestea sunt adesea stele care nu au fost încă mult studiate și care sunt de fapt semiregulare sau chiar regulate, dar a căror perioadă nu a fost încă identificată [33] .

Stele albastre (O și B) cu spectru variabil

Acestea sunt adesea stele uriașe sau supergigante, aparținând primei clase spectrale (O sau B), care prezintă mici variații ale luminozității în perioade scurte.

Cele două subgrupuri principale ale acestui tip de variabile sunt variabilele Beta Cephei și variabilele PV Telescopii .

Butoane Beta Cephei
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila Beta Cephei .

Butoanele Beta Cephei (β Cep), numite și, mai ales în Europa , butoanele Beta Canis Majoris [40] , sunt stele de tip spectral B0-B2 III-V, care au mase între 10 și 20 M ⊙ și care în Diagrama HR sunt plasate ușor deasupra secvenței principale, cu magnitudine absolută între -3 și -5; punctul de luminozitate maximă al unei stele pulsatoare β Cephei corespunde aproximativ cu contracția maximă a stelei. De obicei, variabilele β Cephei suferă variații ale luminozității de câteva sutimi de magnitudine cu perioade de la 0,1 la 0,3 zile. Multe dintre ele au mai multe perioade suprapuse [40] .

Steaua β Cephei , prototip al variabilelor β Cephei.

Aceste stele nu trebuie confundate cu cefeidele, care în schimb își iau numele de la δ Cephei. Cu toate acestea, deși cele două clase de seturi de butoane sunt diferite, mecanismele care guvernează pulsația lor sunt parțial similare. Dacă pulsația cefeidelor se datorează dublei ionizări a heliului, pulsația stelelor β Cephei pare a fi datorată prezenței fierului în straturile de suprafață ale acestor stele și a opacității sale remarcabile în jurul temperaturilor de 100.000-200.000 K. Pulsațiile ar fi, prin urmare, datorate mecanismului κ cu implicarea fierului. Prezența mai mare sau mai mică a fierului ar determina dacă o stea masivă este destinată să devină sau nu Beta Cephei [41] .

Partea din diagrama HR care depășește secvența principală la primele subclase din clasa B se numește banda de instabilitate β Cephei . Aceasta este aceeași zonă în care se află și stelele Be și probabil că fenomenul β Cephei și cel al stelelor Be sunt conectate. [42]

Butoane PV Telescopii
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: variabila PV Telescopii .

Sunt super-giganți din clasa spectrală Bp care, comparativ cu alte stele de tip B, au o lipsă de hidrogen, în timp ce heliul și carbonul sunt mai abundente decât în ​​mod normal [43] . Acestea prezintă modificări ale luminozității având o amplitudine de aproximativ 0,1 magnitudini în perioade de 0,1 - 1 zile [33] .

Pulsanti RV Tauri

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile RV Tauri .

Sono giganti o supergiganti gialle [44] che alternano due periodi sovrapposti, il principale dei quali dovrebbe essere la frequenza fondamentale, mentre il secondario dovrebbe essere il primo ipertono [45] . Quando sono al massimo della luminosità diventano di classe spettrale F o G, mentre al minimo sono di classe K o M [33] . Fra due minimi primari passano 30 - 150 giorni [33] , mentre l'ampiezza delle variazioni è di circa 1 o 2 magnitudini, anche se in certi casi è superiore a 3 magnitudini [45] . Sono solo in parte regolari perché il periodo principale e quello secondario possono scambiarsi in modo graduale oppure improvvisamente; inoltre presentano episodi di comportamento caotico e completamente irregolare [45] .

Si tratta di stelle in avanzato stato evolutivo, appartenenti o al ramo asintotico delle giganti oa una fase addirittura successiva, sono cioè a volte oggetti post-AGB [45] . È stato ipotizzato che la maggioranza di loro siano binarie circondate da un disco di polveri [46] . A volte vengono considerate una sottoclasse peculiare delle cefeidi di tipo II [24] .

Variabili Alfa Cygni

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Alfa Cygni .

Si tratta usualmente di supergiganti di classe spettrale Aep o Bep, la cui luminosità varia di 0,1 magnitudini. Esse presentano molti cicli di variabilità sovrapposti, con periodi che vanno da alcuni giorni a molte settimane. Si pensa che la loro variabilità sia dovuta a pulsazioni non radiali della superficie stellare [47] . Si tratta di variabili difficili da studiare dato che presentano piccole variazioni con periodi abbastanza lunghi [48] .

Nane bianche pulsanti

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bianca pulsante .

Una nana bianca pulsante è una nana bianca la cui luminosità varia a causa delle pulsazioni delle sue onde di gravità non-radiali. Questi astri hanno corti periodi che variano da qualche centinaio a qualche migliaio di secondi e fluttuazioni di luminosità nell'ordine delle 0,001 - 0,2 magnitudini. Spesso presentano molti periodi sovrapposti [33] . In genere le pulsazioni sono stabili, ma a volte compaiono delle instabilità della durata di qualche ora durante le quali i periodi sono irregolari. Probabilmente esse sono dovute all'interazione dei diversi periodi di variazione [49] . Le nane bianche pulsanti si dividono in parecchi sottogruppi determinati dagli elementi dominanti nelle loro atmosfere . Nelle ZZ Ceti , o nane bianche di tipo spettrale DAV , l'elemento dominante è l'idrogeno [50] . Invece nelle nane bianche DVB o V777 Her l'elemento dominante è l'elio [51] . Infine nelle variabili GW Vir l'atmosfera è dominata da elio, carbonio e ossigeno ; esse sono talvolta suddivise nei sottotipi DOV e PNNV [52] [53] .

Stelle eruttive

Animazione del super-brillamento avvenuto nel 2000 nel sistema stellare di XZ Tauri , formato da due variabili eruttive T Tauri .

Le variabili eruttive sono stelle che variano la loro luminosità a causa di violenti processi e brillamenti che hanno luogo nelle loro cromosfere o nelle loro corone . Tale variazione di luminosità è legata a un'eruzione, cioè una forte dilatazione, che, se di particolare entità, può provocare la liberazione degli strati più esterni della stella, nello spazio circostante [33] .

La classe delle variabili eruttive è molto eterogenea in quanto le eruzioni sono originate da molteplici meccanismi, fra loro molto differenti [54] . Un modo per classificarle è distinguere la fase evolutiva nella quale la stella si trova. Possiamo quindi suddividere la classe delle variabili eruttive in:

Infine esistono stelle binarie eruttive la cui attività è causata dall'essere binarie strette. Questi sistemi stellari vengono raccolti in una classe apposita:

Eruttive pre-sequenza principale

Le stelle pre-sequenza principale sono oggetti nella fase di formazione stellare , che non hanno ancora completato il processo che porta la nube molecolare a diventare una vera e propria stella. La maggior parte di essi esibiscono fenomeni di variabilità. I due sottogruppi principali di questo tipo di variabili sono: le stelle Ae/Be di Herbig , le variabili Orione .

Stelle Ae/Be di Herbig
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella Ae/Be di Herbig .

Si tratta di stelle di pre-sequenza principale medio-grandi (2 - 8 M ☉ ) di tipo spettrale A o B, che ancora non fondono l'idrogeno nei loro nuclei, collocate nel diagramma HR alla destra della sequenza principale. Presentano un eccesso di radiazione infrarossa , dovuto alla presenza di inviluppi di gas o di dischi protoplanetari [55] . Le stelle Ae/Be di Herbig esibiscono talvolta una spiccata variabilità che si pensa sia dovuta alla presenza di addensamenti o di planetesimi nel disco circumstellare. L'ampiezza delle variazioni si aggira intorno a una magnitudine. Durante i minimi, la radiazione proveniente dalla stella diventa più blu a causa della polarizzazione a cui viene sottoposta [55] (si tratta dello stesso fenomeno che fa apparire il cielo terrestre blu).

Variabili Orione
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Orione .

Si tratta di stelle di pre-sequenza principale medio-piccole (< 2 M ☉ ), immerse all'interno di nebulose diffuse , che presentano fenomeni di variabilità irregolari dell'escursione di 3-6 magnitudini. Si dividono a loro volta in due sottoclassi: le stelle T Tauri (compreso il sottogruppo delle EX Lupi o EXor ) e le FU Orionis (o FUor ) .

T Tauri , prototipo dell' omonima classe di stelle pre-sequenza principale. Si noti la nebulosa che circonda la stella.
  • Le stelle T Tauri sono riconoscibili per via del fatto che presentano emissioni da parte del litio , metallo solitamente distrutto dalle alte temperature dei nuclei delle stelle di sequenza principale, la cui presenza è quindi segno della giovinezza della stella [56] . La variabilità delle T Tauri si aggira solitamente intorno alle 3 magnitudini ed è irregolare e imprevedibile. Anche se non si conosce con precisione il meccanismo alla sua base, si pensa che essa sia dovuta a instabilità nel disco circumstellare, ad attività violente nell'atmosfera stellare o al movimento di nuvole di polvere e gas nella nebulosità circostante [57] .
  • Le stelle FU Orionis esibiscono i fenomeni di variabilità più violenti fra quelli delle variabili eruttive di pre-sequenza principale. La loro ampiezza può arrivare infatti a 6 magnitudini. Il brillamento è probabilmente determinato dall'instabilità termica della porzione più interna del disco circumstellare, che innalzando la propria temperatura ionizza l'idrogeno di cui è composto. La sua durata è legata alla viscosità di questa regione ionizzata. L'eruzione comincia a declinare quando la parte più interna del disco ricade sulla stella centrale, facendo scendere la temperatura e permettendo all'idrogeno di ricombinarsi. A questo punto altro gas proveniente dalle regioni più esterne del disco ricomincia ad accumularsi nella porzione centrale, sicché quando la massa raggiunge un valore critico, la temperatura aumenta a un livello sufficiente per causare la ionizzazione dell'idrogeno e far ricominciare il ciclo. È possibile che le variabili FU Orionis non siano altro che uno stadio nell'evoluzione delle T Tauri e che le T Tauri vadano incontro a più episodi FU Orionis nell'arco della loro evoluzione [58] .

Eruttive di sequenza principale

Le stelle di sequenza principale non presentano per lo più variabilità di tipo eruttivo. Tuttavia essa è comune fra le stelle di sequenza principale meno massicce (di classe spettrale K e M), che sono soggette a brillamenti .

Stelle a brillamento
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella a brillamento .

Le stelle a brillamento, conosciute anche come variabili UV Ceti , sono deboli stelle di sequenza principale di classe spettrale K o M che talvolta esibiscono incrementi di luminosità compresi fra qualche decimo di magnitudine e le sei magnitudini. Sebbene l'incremento avvenga su tutte le lunghezze d'onda , esso è particolarmente accentuato nell' ultravioletto . Il massimo viene raggiunto dopo alcune decine di secondi dall'inizio del brillamento; la stella ritorna poi alla sua luminosità usuale in poche decine di minuti [33] . L'intervallo fra un brillamento e l'altro può variare da qualche ora a qualche giorno [59] .

Rappresentazione artistica di EV Lacertae , una stella a brillamento nella costellazione della Lucertola .

Le variabili UV Ceti hanno masse comprese fra 0,1 e 0,6 M ☉ . Molte di loro fanno parte di giovani associazioni stellari e molte sono stelle binarie, anche se esistono stelle a brillamento vecchie e singole. Si pensa che i brillamenti siano molto simili a quelli che accadono nel Sole e siano legati alla riconnessione magnetica nell'atmosfera della stella: a un certo punto il campo magnetico presente nell'atmosfera stellare a causa delle correnti convettive che trasportano l' energia termica in superficie si ridispone a un livello di energia più basso: l'energia in eccesso viene ceduta al plasma circostante, che viene scaldato e accelerato molto rapidamente. Il plasma emette quindi soprattutto nell'ultravioletto e perfino nella banda dei raggi X producendo il brillamento. La differenza fra i brillamenti che avvengono nel Sole e quelli che avvengono nelle variabili UV Ceti consiste nella dimensione: mentre i brillamenti solari interessano qualche migliaio di km di superficie, quelli che avvengono nelle variabili UV Ceti interessano importanti porzioni della superficie, forse fino a un quinto del totale. Ciò produce un innalzamento significativo della luminosità della stella [60] .

Molte nane rosse nelle vicinanze del Sole sono stelle a brillamento. Alcuni esempi sono Proxima Centauri e Wolf 359 .

Giganti e supergiganti

Le stelle giganti e supergiganti perdono grandi quantità di materia. In questo tipo di stelle, specie in quelle di grande massa, i fenomeni eruttivi sono molto comuni. Fra le stelle giganti e supergiganti eruttive possiamo distinguere le variabili di tipo Wolf–Rayet , le variabili S Doradus , le variabili Gamma Cassiopeiae e le variabili R Coronae Borealis .

Eruttive Wolf–Rayet
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di Wolf-Rayet .

Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle massicce (almeno 20 M ☉ alla ZAMS ) giunte a uno studio molto evoluto della loro esistenza, che presentano nei loro spettri linee molto forti dell'elio, dell' azoto , del carbonio e dell' ossigeno . Si pensa che esse siano astri che, a causa di intensissimi venti stellari, hanno espulso i loro strati più superficiali, ricchi di idrogeno, scoprendo strati ricchi dei prodotti del ciclo CNO e del processo tre alfa [61] . I venti stellari provenienti dalle stelle di Wolf-Rayet sono molto rapidi (fra 1000 e 5000 km/s [61] ) e comportano ingenti perdite di massa da parte della stella, nell'ordine di una massa solare ogni 100.000 anni [62] .

Le stelle di Wolf-Rayet vanno incontro a cambiamenti di luminosità con periodo irregolare e con ampiezza in media di 0,1 magnitudini. Essi sono probabilmente prodotti da irregolarità nel vento stellare dell'astro [63] .

Variabili S Doradus
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile S Doradus .
η Carinae , una delle più note variabili S Doradus. La nebulosità bipolare visibile nella fotografia è stata originata da una delle esplosioni a cui la stella va periodicamente soggetta.

Chiamate anche "variabili LBV", acronimo dell' inglese luminous blue variable , variabile blu luminosa , sono stelle supergiganti o ipergiganti di classe O o B, centinaia di migliaia di volte, o addirittura milioni di volte, più luminose del Sole: molte delle stelle intrinsecamente più luminose conosciute sono variabili S Doradus. Si tratta di una fase dell'evoluzione delle stelle più massicce (>45 M ☉ [61] ); a causa della rarità delle stelle di massa così grande e del tempo astronomicamente piccolo che trascorrono nella fase di variabili LBV (circa un milione di anni), ne sono attualmente conosciute solo poche decine [64] . Vanno incontro a piccole variazioni di luminosità in periodi misurabili in decine di giorni alternati ad eruzioni che comportano perdite di massa di qualche millesimo di M ☉ e che si verificano in periodi nell'ordine di qualche decina di anni [65] . Inoltre, in archi di tempo della durata di qualche secolo, le variabili LBV vanno soggette a gigantesche esplosioni che comportano ingenti perdite di massa (1 M ☉ o più) [65] e che causano un aumento di luminosità fino a 7 magnitudini [66] . Sebbene i meccanismi che provocano le eruzioni non siano stati ancora ben compresi, essi sembrano legati a un eccesso di energia prodotta dalla stella, che la porta a superare talvolta il limite di Eddington [65] . Esempi di variabili LBV sono η Carinae e P Cygni .

Variabili Gamma Cassiopeiae
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Gamma Cassiopeiae .

Sono stelle di classe spettrale BIII-IVe che ruotano su se stesse molto rapidamente, fino alla velocità di 450 km/s all' equatore [67] . La loro luminosità varia fino a 1,5 magnitudini in modo irregolare [33] . La causa delle variazioni è da ricercarsi nell'alta velocità di rotazione dell'astro che riduce l'effetto della gravità all'equatore. La notevole radiazione proveniente dalla stella (in genere sono migliaia di volte più luminose del Sole), unita alla diminuita attrazione gravitazione, produce una perdita, in corrispondenza dell'equatore, di materiale che si dispone in un disco circumstellare e che causa la presenza di evidenti e sottili linee di assorbimento nello spettro della stella [67] . Le variazioni sono collegate alla ciclica comparsa e scomparsa del disco circumstellare e alle variazioni a cui lo stesso va incontro [67] .

Variabili R Coronae Borealis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile R Coronae Borealis .

Queste stelle sono chiamate anche novae inverse perché a intervalli irregolari esse diminuiscono la loro luminosità di 1 - 9 magnitudini (cioè da 2,5 a 4000 volte); esse poi ritornano lentamente alla loro luminosità abituale in periodi che vanno da giorni ad anni. A queste variazioni ne sono sovrapposte altre, di alcuni decimi di magnitudine e aventi periodi di 30-100 giorni, dovute a pulsazioni della stella [33] . Si ritiene che le variazioni principali siano dovute alla formazione di nubi circumstellari di carbonio: le variabili R Coronae Borealis espellono notevoli quantità di carbonio che, quando raggiungono una distanza sufficiente dalla stella, si raffreddano abbastanza per condensarsi sotto forma di nubi che schermano parzialmente la luce dell'astro; in seguito la pressione di radiazione della luce e il vento stellare emesso dell'astro spazzano queste nubi permettendo nuovamente alla luce della stella di raggiungere la Terra, fino a che la formazione di nuove nubi determina un nuovo oscuramento della luce stellare [68] .

Le variabili R Coronae Borealis sono solitamente supergiganti di classe F o G estremamente deficitarie di idrogeno e molto ricche di carbonio [69] . La loro formazione non è ancora chiara, anche se è certo che non avvenga tramite gli usuali processi di formazione stellare . Una delle ipotesi avanzate è che esse siano il risultato della fusione di due nane bianche [70] .

Stelle binarie eruttive

Variabili RS Canum Venaticorum
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile RS Canum Venaticorum .

Sono stelle binarie strette caratterizzate da cromosfere attive e da un intenso magnetismo , che sono la causa della loro variazione di luminosità. Il periodo di variazione è, in generale, vicino al periodo del sistema binario. A volte a questo tipo di variazione si sovrappone un'ulteriore variazione dovuta al fatto che le due componenti si eclissano l'una con l'altra. La tipica fluttuazione di luminosità è 0,2 magnitudini [33] .

Nelle stelle variabili RS Canum Venaticorum, una delle due componenti del sistema binario, quella più massiccia ed evoluta, di solito di classe spettrale G o K, è caratterizzata da un magnetismo molto intenso che comporta la comparsa di grandi macchie stellari , che possono arrivare a ricoprire il 50% della superficie della stella. La variabilità è determinata proprio dalle presenza di tali macchie in quanto, ruotando, la stella espone all'osservatore alternativamente la zona interessata dalle macchie e quella non interessata.

Questo tipo di variabili esibiscono una cromosfera attiva e sono note anche per emettere raggi X : queste emissioni sono state interpretate come collegate a corone molto calde. Inoltre si presume che le aree interessate dall'attività magnetica siano soggette a brillamenti energetici, che sono fonti di radiazione ultravioletta e raggi X.

L'imponente attività magnetica di queste variabili deve in qualche modo essere collegata alle interazioni con la compagna, visto che tutte le stelle di questo tipo si trovano in sistemi doppi. Tuttavia non è ancora chiaro l'esatto meccanismo che origina tale attività. Infatti, sebbene si tratti di binarie strette, tuttavia ognuna delle sue componenti si trova ben all'interno del suo lobo di Roche e quindi gli scambi di materia fra le due stelle sono trascurabili [71] .

Stelle variabili cataclismiche ed esplosive

Le variabili cataclismiche ed esplosive sono caratterizzate dall'innesco di reazioni termonucleari in consistenti parti della superficie o del nucleo della stella. Ciò libera in tempi brevi una grande quantità di energia. Alcuni dei più importanti sottogruppi di questo tipo di variabili sono i seguenti:

  • Supernovae , prodotte dall'esplosione di una stella massiccia o di una nana bianca.
  • Novae , prodotte dall'esplosione degli strati superficiali di una nana bianca.
  • Novae nane , prodotte dall'instabilità di un disco di accrescimento , attorno a una nana bianca.
  • Variabili Z Andromedae , sistemi binari costituiti da una gigante rossa e da una stella azzurra, che condividono lo stesso inviluppo di gas.

Supernovae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Supernova .
La nebulosa Granchio , uno dei più noti resti di supernova .

Le supernovae sono uno degli eventi più energetici dell'intero universo: in pochi secondi una supernova emette tanta energia quanto un'intera galassia , aumentando la propria luminosità fino a 20 magnitudini (100 milioni di volte la luminosità originaria) per poi diminuire lentamente nei mesi successivi all'evento [33] .

Le supernovae si manifestano quando una nana bianca o il nucleo di una stella massiccia raggiungono il limite di Chandrasekhar , collassando. Il collasso libera una grande quantità di energia che fa esplodere l'astro: gli strati più esterni vengono scagliati nello spazio alla velocità di diverse migliaia di km/se formano una nebulosa, chiamato resto di supernova , mentre il nucleo della stella o della nana bianca viene o compresso in una stella di neutroni oppure disintegrato completamente [72] .

Le supernovae si distinguono fra loro per il tipo di oggetto che raggiunge il limite di Chandrasekhar [73] . Quelle di tipo Ia sono di solito sistemi binari in cui una nana bianca riceve massa da una compagna evoluta fino al raggiungimento del limite di Chandrasekhar. Poiché tale limite è uguale per tutte le stelle, la luminosità assoluta di questo tipo di supernovae è pressoché costante e può essere utilizzata per la misurazione della distanza di altre galassie. Invece nelle supernovae di tipo II è una stella molte volte più massiccia del Sole ad esplodere: queste stelle sviluppano un nucleo di ferro che non può andare incontro ad ulteriori processi di fusione . Quando la massa di tale nucleo raggiunge il limite di Chandrasekhar, collassa, dando vita alla supernova. Le supernovae di tipo Ib e Ic sono invece prodotte dall'esplosione di una stella massiccia che ha perso il proprio involucro di idrogeno, come una stella di Wolf-Rayet.

Novae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nova .

Anche nelle novae avvengono esplosioni di grandi proporzioni, ma a differenza delle supernovae il risultato non è la distruzione della stella progenitrice. Esse si originano dall'accumulo di materiale sulla superficie di una nana bianca proveniente da una compagna stretta, solitamente una gigante o subgigante di classe spettrale K o M. Quando il gas accumulato raggiunge densità e temperatura critiche, si innescano reazioni di fusione che, a causa della condizione degenere in cui si trova il materiale, accelerano in modo esplosivo. L'esplosione converte in breve tempo una grande quantità di idrogeno in elementi più pesanti; l'energia liberata soffia via l'idrogeno rimanente dalla nana bianca, impennandone la brillantezza [74] . La luminosità può aumentare di 8 - 15 magnitudini [75] per poi ritornare a quella di partenza in periodi che vanno da giorni ad anni. Poiché dopo l'esplosione il materiale può ricominciare ad accumularsi sulla superficie della nana bianca, possono verificarsi esplosioni ricorrenti, fra loro intervallate da periodi che possono andare da decine di anni a millenni.

Le novae vengono suddivise in base al tempo che impiegano a diminuire la loro luminosità di 2 - 3 magnitudini dopo l'esplosione. Una nova veloce impiega meno di 25 giorni, mentre una nova lenta impiega più di 80 giorni [76] .

Nel corso della storia sono state registrate molte novae visibili ad occhio nudo : la più luminosa è stata la CP Puppis , che nel 1942 ha raggiunto magnitudine -0,2 [77] .

Rappresentazione artistica di una nana bianca che sottrae materiale a una sua compagna

Novae nane

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nova nana .

Anche nelle novae nane una nana bianca riceve materiale da una compagna stretta, ma in questo caso la variabilità non è determinata dalla detonazione dello strato di idrogeno che si deposita sulla nana bianca, ma dall'instabilità del disco di accrescimento che si forma intorno alla nana bianca mano a mano che essa riceve materiale dalla sua compagna. In particolare, periodicamente il disco di accrescimento raggiunge temperature critiche tali da modificarne la viscosità ea causa di ciò collassa sulla superficie della nana bianca, con conseguente rilascio di energia potenziale gravitazionale e innalzamento della luminosità [78] [79] .

La luminosità delle novae nane è inferiore a quelle delle novae classiche di circa 5 magnitudini, mentre il loro periodo si misura in giorni o mesi. La luminosità delle esplosioni sembra essere collegata in modo inverso al loro periodo e ciò suggerisce che le novae nane possano essere usate come candele standard [78] .

Le novae nane sono suddivisibili in tre sottotipi:

  • Le variabili U Geminorum che presentano esplosioni che innalzano la loro luminosità di 2 - 6 magnitudini e che hanno una durata di uno o due giorni. Nei giorni seguenti il sistema ritorna alla sua luminosità usuale. Vengono chiamate anche variabili SS Cygni a partire dal loro prototipo alternativo, SS Cygni , che esibisce periodicamente gli eventi più brillanti di questo sottotipo di variabili [80] .
  • Le variabili SU Ursae Majoris sono caratterizzate da due tipi di esplosioni denominate normali e supermassimi . Le esplosioni normali sono simili a quelle che avvengono nelle variabili U Geminorum, mentre i supermassimi sono 2 magnitudini più luminosi, durano 5 volte di più e sono tre volte meno frequenti. Solitamente il periodo orbitale di questi sistemi è inferiore alle 2,5 ore [80] .
  • Le variabili Z Camelopardalis differiscono dalle variabili U Geminorum perché frequentemente dopo un'esplosione non ritornano alla loro luminosità originaria, ma esibiscono una luminosità a metà strada fra i massimi ei minimi. L'ampiezza delle variazioni è di 2 - 5 magnitudini, mentre i periodi sono di 10 - 40 giorni [80] .

Variabili Z Andromedae

Si tratta di un gruppo molto disomogeneo di sistemi variabili simbiotici composti da una gigante rossa, che è spesso una variabile Mira , e da una stella più calda, che può essere una stella di sequenza principale, una nana bianca o una stella di neutroni . La gigante rossa perde massa a vantaggio dell'altra componente; parte del materiale perso dalla gigante forma in questi sistemi un inviluppo di gas e polveri che racchiude entrambe le componenti. Questo inviluppo, eccitato dalla radiazione proveniente dalla componente calda, è responsabile della presenza di linee di emissione nello spettro di queste variabili, che costituisce la loro caratteristica distintiva. Periodicamente vanno incontro a esplosioni simili a quelle delle novae classiche, che innalzano la luminosità di circa 4 magnitudini, seguite da oscillazioni quasi periodiche [81] .

Stelle variabili estrinseche

Le variabili estrinseche non presentano reali cambiamenti di luminosità. Tuttavia appaiono variabili, se viste dalla Terra, perché il quantitativo di radiazione che giunge non è costante nel tempo. Esse possono essere divise in due sottogruppi principali, sulla base dei due principali motivi per cui la stella appare estrinsecamente variabile:

  • stelle variabili rotanti , la cui variabilità è dovuta alla rotazione della stella sul proprio asse e all'esposizione all'osservatore di diverse parti della superficie stellare nel corso del tempo.
  • binarie a eclissi , ossia sistemi binari nei quali il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche.

Stelle rotanti su loro stesse

La variabilità di queste stelle è determinata dal moto di rotazione sul proprio asse. Se la superficie stellare è disomogenea per qualche motivo e quindi è più brillante in certe regioni rispetto ad altre, nel suo moto di rotazione la stella esporrà all'osservatore alternativamente le regioni più luminose e quelle meno luminose. Ciò determinerà una variazione apparente della sua luminosità. Le stelle variabili rotanti sono suddivisibili sulla base delle ragioni per cui la superficie stellare si presenta non omogenea:

Variabili non sferiche

Stelle ellissoidali rotanti
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile ellissoidale rotante .

Questo tipo di variabili sono sistemi composti da stelle molto vicine tra loro che, a causa delle loro reciproche forze mareali, assumono forme ellissoidali . Non sono binarie a eclisse , ma la loro la variabilità è dovuta alla diversità dell' area delle superfici stellari visibili rivolte verso un osservatore durante il movimento delle componenti nelle loro orbite. I picchi di luminosità avvengono quando la stella rivolge all'osservatore superfici con aree maggiori [82] .

Macchie stellari

Le macchie stellari sono simili alle macchie solari . Se sono molto estese, coinvolgendo importanti porzioni della superficie stellare, la cromosfera della stella varia in luminosità al variare della regione esposta. La variazioni ammontano solitamente ad alcuni decimi di magnitudine. Si distinguono due sottotipi di variabili di questo tipo: le variabili FK Comae Berenices e le variabili BY Draconis .

Variabili FK Comae Berenices
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile FK Comae Berenices .
Primo piano di una macchia solare all' ultravioletto . Le macchie stellari sono all'origine della variabilità delle variabili con macchie.

Si tratta di giganti di tipo G o K in rapida rotazione (~100 km/s all'equatore) e quindi di forma ellissoidale. Presentano un'intesa attività cromosferica evidenziata dalle linee di emissione del calcio e talvolta dell'idrogeno. La loro variabilità è causata dalla presenza di una superficie irregolarmente brillante: di conseguenza il periodo di variazione è uguale a quello di rotazione della stella e può variare da qualche ora a qualche giorno, mentre l'ampiezza delle variazioni si aggira intorno a qualche decimo di magnitudine [33] .

Poiché di solito le stelle giganti, aumentando di dimensione, diminuiscono la loro velocità di rotazione a causa della legge di conservazione del momento angolare , è necessario spiegare come mai questo tipo di giganti ruoti così velocemente: esse possono essere il risultato della fusione di due binarie a contatto oppure essere state, durante la loro fase di sequenza principale, stelle di tipo A ad altissima velocità di rotazione. Infine, se si trovano in sistemi binari stretti, la loro alta velocità può essere il risultato della sincronizzazione del periodo di rotazione con quello di rivoluzione [83] .

Variabili BY Draconis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile BY Draconis .

Le variabili BY Draconis sono stelle di sequenza principale appartenenti alle classi spettrali K e M che presentano una rilevante attività cromosferica e estese macchie stellari responsabili di una variazione di luminosità fino a 0,5 magnitudini. Il periodo di variazione, compreso fra qualche ora e qualche mese, è uguale a quello di rotazione della stella su se stessa [84] . Alcune variabili BY Draconis esibiscono periodici brillamenti e quindi sono classificate anche come variabili UV Ceti [85]

Variabili magnetiche

Queste stelle presentano intensi campi magnetici. L'asse di rotazione della stella non è allineato rispetto a quello del campo magnetico: di conseguenza il campo magnetico sembrerà avere valori differenti mentre la stella ruota su se stessa perché verranno esposte di volta in volta all'osservatore parti differenti di esso. Ciò produce un'apparente variazione di luminosità dell'astro. Le variabili magnetiche possono essere suddivise nelle variabili Alpha 2 Canum Venaticorum , nelle variabili SX Arietis e nelle pulsar variabili ottiche . Non è chiaro tuttavia se le prime due classi siano effettivamente separate.

Variabili Alfa-2 Canum Venaticorum
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Alfa2 Canum Venaticorum .

Le variabili Alfa 2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) sono stelle peculiari di sequenza principale di classe spettrale compresa fra B8p e A7p. Presentano forti campi magnetici e nei loro spettri linee marcate del silicio , dello stronzio e del cromo . La loro luminosità varia di 0,01 - 0,1 magnitudini in periodi di 0,5 - 160 giorni [33] . Oltre alla luminosità varia il loro campo magnetico, così come l'intensità delle loro linee spettrali. Si pensa che il periodo di tutte queste variazioni sia identico al periodo di rotazione: infatti, la distribuzione dei metalli nell' atmosfera di queste stelle è irregolare a causa del loro intenso magnetismo, sicché la luminosità superficiale varia da un punto all'altro della superficie [86] .

Variabili SX Arietis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile SX Arietis .

Sono stelle dalle caratteristiche molto simili a quelle delle variabili α 2 CVn ma caratterizzate da temperature superficiali più elevate. Sono stelle peculiari di classe spettrale B0p - B8p che esibiscono intensi campi magnetici e marcate linee dell' He I e del Si III. Variano di 0,1 magnitudini in periodi di circa un giorno [33] . Poiché l'unica differenza fra di esse e le variabili α 2 CVn consiste nella classe spettrale, non è chiaro se effettivamente sia necessario distinguere due classi e non piuttosto riunirle in una classe sola [87] .

Pulsar variabili ottiche
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pulsar .
Schema di una pulsar. La sfera al centro rappresenta la stella di neutroni , le curve le linee del campo magnetico ei coni le zone di emissione. Si noti il non allineamento fra l'asse di rotazione e il campo magnetico.

Le pulsar sono stelle di neutroni che ruotano molto velocemente su se stesse e che possiedono un fortissimo campo magnetico non allineato con l'asse di rotazione. La radiazione elettromagnetica emessa dalla stella viene convogliata dal campo magnetico in coni ristretti che, a causa del non allineamento del campo, appaiono e scompaiono all'osservatore durante il movimento rotatorio dell'astro. Solitamente la radiazione emessa appartiene alla frequenza delle onde radio , ma alcune pulsar emettono anche nella banda del visibile : queste pulsar vengono definite pulsar variabili ottiche . I periodi sono molto brevi a causa dell'alta velocità di rotazione, fra i 4 ms ei 4 s . L'ampiezza della variazione nel visibile può arrivare a 0,8 magnitudini [33] .

Variabili per eclissi

Sono sistemi binari in cui le due componenti si eclissano a vicenda provocando un'apparente diminuzione di luminosità. Alcune di questi sistemi presentano due minimi, uno più importante quando la stella secondaria eclissa la primaria, l'altro meno accentuato quando è la primaria a eclissare la secondaria. Il minimo più marcato viene chiamato primario , l'altro secondario . Le variabili a eclissi vengono suddivise sulla base delle caratteristiche fisiche ed evolutive del sistema: tali caratteristiche sono all'origine di curve di luce differenti. I sottotipi principali sono le variabili Algol , le variabili Beta Lyrae e le variabili W Ursae Majoris . Infine, la strumentazione sempre più precisa a disposizione degli astronomi ha permesso di individuare anche eclissi determinate dalla presenza di un pianeta in orbita intorno a una stella.

Variabili Algol

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Algol .
Una binaria a eclissi di tipo Algol, con un grafico che mostra la variazione di luminosità del sistema.
Animazione che mostra le caratteristiche e la curva di luce di una binaria a eclissi del tipo β Lyrae, in cui è presente un trasferimento di materia.

Le variabili Algol (β Persei) presentano una luminosità costante intervallata da uno o due minimi [33] . Il periodo che intercorre fra due minimi è molto regolare perché dipendente dal moto di rivoluzione del sistema: esso è di solito breve in quanto per eclissarsi le due componenti devono essere abbastanza vicine fra loro. Il periodo più corto conosciuto è di 2 ore e 48 minuti e appartiene alla stella HW Virginis . Il più lungo è di circa 9892 giorni (27 anni) ed è della stella ε Aurigae .

Le stelle componenti di un sistema binario tipo Algol hanno forma sferica o, al massimo, leggermente ellissoidale . Questa caratteristica le differenzia delle variabili Beta Lyrae e dalle variabili W Ursae Majoris , in cui le due componenti sono così vicine da essere fortemente deformate dagli effetti gravitazionali [88] , e permette inoltre di distinguere distintamente nella curva di luce i momenti in cui le eclissi iniziano e terminano, dato che c'è una distinzione netta fra i minimi e il massimo, in cui la curva è costante nel tempo [33] .

L'ampiezza della variazione di luminosità dipende dalla parzialità o totalità dell'eclissi e può andare da un centesimo di magnitudine a qualche magnitudine [89] . La variazione più ampia conosciuta è di 3,4 magnitudini ( V342 Aquilae ). Le componenti dei sistemi tipo Algol possono avere un qualunque tipo spettrale, sebbene nella maggior parte dei casi esse sono di tipo B, A, F o G.

Variabili Beta Lyrae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Beta Lyrae .

Si tratta di sistemi generalmente composti da componenti massicce appartenenti alle classe spettrali B o A, spesso in avanzato stato evolutivo, molto vicine fra loro. La reciproca forza di attrazione distorce marcatamente la forma delle due stelle che diventa accentuatamente ellissoidale; inoltre esiste uno scambio di materiale fra le due componenti. A causa della vicinanza e dello scambio di gas la luminosità cambia continuamente nel tempo, sicché è difficile distinguere l'inizio e la fine delle eclissi. Solitamente l'ampiezza delle variazioni è inferiore alle 2 magnitudini [90] . I periodi fra i minimi coincidono con quelli del moto di rivoluzione e sono molto brevi, data la vicinanza delle due componenti: solitamente qualche giorno [33] .

Alcuni di questi sistemi presentano eruzioni improvvise dovute all'instabilità del disco di accrescimento , sicché è spesso difficile distinguerli dalle variabili Z Andromedae [91] .

Variabili W Ursae Majoris

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile W Ursae Majoris .

Si tratta di binarie a contatto , cioè di stella binarie talmente vicine che le loro superfici si toccano. La loro vicinanza causa importanti scambi di materiale fra le due componenti che arrivano a condividere la stessa atmosfera e quindi ad avere temperature superficiali uguali. La loro forma è molto distorta dall'attrazione reciproca e marcatamente ellissoidale [92] . Si pensa che le variabili W Ursae Majoris si formino da binarie distaccate che si avvicinano le une alle altre a causa di perdite nel loro momento angolare [93] .

Esse presentano periodi di variazioni molto brevi, fra 6 ore e un giorno, dovuti alla vicinanza delle due componenti [94] . Inoltre la curva di luce è molto arrotondata, con variazioni continue nel tempo, rendendo impossibile stabilire l'inizio e la fine delle eclissi. I minimi hanno quasi uguale profondità, rendendo a volte difficile anche distinguere il minimo principale da quello secondario: ciò è dovuto al fatto che la temperatura superficiale delle due componenti è la stessa, anche se le masse sono differenti [95] . Le variazioni di luminosità sono attestate fra 0,1 e 1 magnitudini [92] .

Transiti planetari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metodo del transito .
Transito di un pianeta sulla sua stella. In basso il grafico della curva di luce .

Le stelle possono essere eclissate, oltre che da altre stelle, anche da eventuali pianeti che orbitano intorno ad esse. Poiché un pianeta è molto più piccolo di una stella, esso produce variazioni di luminosità più contenute, al massimo nell'ordine di qualche millesimo di magnitudine [96] . Per la rilevazione di queste eclissi sono quindi richieste strumentazioni molto precise. Un ulteriore problema consiste nella difficoltà con la quale è possibile distinguere le variazioni di luminosità determinate dalla presenza di un pianeta da quelle determinate dalla presenza di macchie o dalla presenza di eclissi parziali di un'altra stella [97] . I telescopi spaziali COROT [98] e Kepler [99] hanno l'obiettivo di scoprire nuovi pianeti mediante le eclissi da essi causate.

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Bibliografia

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