Cosa sono le RR Lyare

Da Sezione Stelle Variabili - Unione Astrofili Italiani.

Versione corrente delle 23:28, 2 feb 2010

Ringraziamenti - Acknowledgments

Il contenuto di questa pagina è la traduzione della pagina SPP star classes disponibile nel sito dell'AAVSO SPP Pulsator all'indirizzo http://sites.google.com/site/aavsosppsection/spp-star-classes. L'autore ringrazia Gerry Samolyk, Dave Hurdis e Shawn Dvorak per aver consentito la pubblicazione del materiale tradotto.

The AAVSO SPP pulsator star classes page (see http://sites.google.com/site/aavsosppsection/spp-star-classes) has been translated here. The author thanks very much Gerry Samolyk, Dave Hurdis e Shawn Dvorak who permitted the publication of the translated page here.

SPP star classes

Variabili pulsanti

Le stelle variabili sono classificate in base alla loro ampiezza di variazione, periodo, temperatura, forma della curva di luce e svariati altri parametri. Le stelle che variano la loro luminosità in conseguenza di variazioni cicliche nelle loro dimensioni, sono dette complessivamente variabili pulsanti. Le stelle sono in genere stabili per gran parte della loro vita e solo molto lentamente crescono o si rimpiccioliscono, emettono più luce o si affievoliscono, man mano che evolvono nell’arco di milioni o perfino miliardi di anni. Le stelle pulsanti invece, mostrano cambiamenti periodici delle dimensioni e della luminosità nell’arco di pochi giorni o addirittura di ore. Una variabile pulsante generalmente ha nel suo interno uno zona che può passare da uno stato di opacità ad uno di maggiore trasparenza per l’energia che fluisce dal suo nucleo interno. Questa zona è molto sensibile ai cambiamenti di pressione e temperatura; un leggero cambiamento può modificare lo stato di opacità in uno di trasparenza. Nel caso di variabili pulsanti situate all’interno della fascia di instabilità nel diagramma Herzsprung-Russel (HR), questa zona è costituita da uno strato di elio ionizzato una volta. Se la stella si contrae leggermente ci sarà un conseguente aumento di temperatura, che a sua volta provocherà nell’elio la perdita di un ulteriore elettrone facendolo così diventare ionizzato due volte. Questa ionizzazione richiede energia – l’elio assorbe parte dell’energia che esce fuori dalla zona all’interno del nucleo dove si svolgono le reazioni di fusione nucleare e la stella diminuisce la sua intensità luminosa. Di conseguenza questa zona si espande man mano che gli elettroni vengono rilasciati nel processo di ionizzazione e l’elio ionizzato due volte si raffredda e ricattura gli elettroni liberi. L’energia che era stata assorbita per formare l’elio ionizzato due volte viene rilasciata man mano che gli elettroni vengono catturati e la stella aumenta la sua intensità luminosa.

Esistono molti tipi diversi di stelle variabili pulsanti sulla base del periodo, della ampiezza della variazione di lminosità, della temperatura della stella e di altri parametri. L’AAVSO SPP Section e la SSV UAI GRAV SPCP si concentrano su stelle pulsanti il cui periodo è compreso è approssimativamente compreso fra poche ore e 100 giorni. Questo intervallo racchiude molte importanti classi di variabili. Queste stelle sono molto importanti per gli studi della struttura e dell’evoluzione stellare ma giocano anche un ruolo importante nello studio dell’universo e nelle sue origini e nel suo futuro. Alcuni dettagli su parecchi importanti tipi di variabili pulsanti sono presentati con maggior dettaglio qui di seguito.

Cefeidi classiche

Le Cefeidi classiche sono stelle giganti e supergiganti gialle che hanno periodi di pulsazione compresi fra 1 e 100 giorni o più. Esse costituiscono una delle più importanti classi di variabili, in quanto formano la base della scala delle distanze che consente agli astronomi di determinare la distanza delle galassie più lontane. Le Cefeidi sono piuttosto comuni e intrinsecamente luminose e quindi facilmente osservabili anche nelle galassie vicine. Come Henrietta Leavitt scoprì agli inizi del XX secolo, esiste una relazione diretta fra i loro periodi e la loro magnitudine assoluta. Misurando solamente il loro periodo e la loro magnitudine relativa, si può calcolare la distanza di ogni Cefeide. Gli astronomi possono perciò usare le Cefeidi per misurare la distanza delle galassie vicine, che a loro volta consnetono di calibrare gli indicatori di distanza secondari che possono essere utilizzati per stimare la distanza di galassie lontane dove le Cefeidi sono troppo deboli per poter essere osservate.

W Virginis stars

Le stelle di tipo W Virginis sono molto simili alle Cefeidi classiche esi trovano le une accanto alle altre nella striscia di instabilità indicata nel diagramma HR in alto. Le variabili di tipo W Virginis sono stelle di Popolazione II che sono stelle più vecchie e più povere di metalli rispetto alle stelle di prima generazione (Popolazione I). Le più giovani stelle di Popolazione I come le Cefeidi classiche si sono formate successivamente e includono gas arricchiti dalla reazioni nucleari delle massicce stelle di Polpolazione II. Conseguenza diretta dell’avere una minore concentrazione di metalli, le variabili di tipo W Virginis sono meno luminose delle Cefeidi ed hanno una differente relazione periodo-luminosità.

RR Lyrae stars

Le variabili di tipo RR Lyrae sono più piccole e meno luminose delle Cefeidi; le loro minori dimensioni, gli consentono di pulsare più velocemente, in generale con periodi compresi fra le 8 e le 24 ore. Queste stelle sono spesso chiamate variabili d’ammasso perché sono spesso trovate negli ammassi globulari. Come le Cefeidi anche queste stelle sono molto utili per determinare le distanze. Tuttavia a differenza delle Cefeidi le RR Lyare hanno all’incirca la stessa magnitudine assoluta indipendentemente dal periodo di pulsazione. Sia le RR Lyrae di Popolazione I e di Popolazione II sono piuttosto comuni e la magnitudine assoluta dipende leggermente dalla metallicità, ma in generale le RR Lyrae hanno una magnitudine assoluta pari a circa +0.6. La distanza di una RR Lyrae ( e perciò dell’ammasso che la contiene) può essere determinata semplicemente misurando la sua magnitudine apparente e stimando l’assorbimento dovuto alla polvere interstellare. Questo breve filmato enfatizza le variazioni di luminosità di parecchie variabili di tipo RR Lyrae in un ammasso stellare, illustrando chiaramente i cambiamenti che queste stelle mostrano nel corso di appena poche ore. Una gran pare di RR Lyrae mostra un cambiamento ciclico e graduale della forma e/o della ampiezza della sua curva di luce con periodicità dell’ordine dei 10-100 giorni. Questa variazione è denominata effetto Blazhko e i motivi che la originano non sono ancora del tutto compresi. Le stelle che mostrano l’effetto Blazhko sono importanti oggetti di studio per ulteriori ricerche in quanto gli astronomi stanno ancora cercando le cause che gli danno origine.

Delta Scuti stars

Ancora più piccole e meno luminose sono le variabili di tipo Delta Scuti. Sono simili alle RR Lyrae ma in genere hanno periodi di appena poche ore e ampiezza delle variazioni di decine o perfino poche centesimi di magnitudine Queste stelle sono ancora più difficili da osservare per le loro piccole variazioni in ampiezza e sono adatte solamente per l’osservazione con CCD Molte Delta Scuti presentano più di un solo periodo di pulsazione e la curva di luce risultante è molto complessa dal momento che più periodi interagiscono fra loro. Un esempio è VX Hya dove due periodi, entrambi prossimi alle 5 ore, interferiscono e si rinforzano l’un l’altro nel tempo. Il risultato è una curva di luce che mostra ampie variazioni da una notte all’altra, come illustrato di seguito nel grafico che rappresenta i dati raccolti in circa 6 notti.

In questa pagina è possibile scaricare inoltre il file della presentazione utilizzata al meeting 2009 tenutosi a Marana di Crespadoro.

Media:Cosa_sono_le_RR_Lyrae.pdf