Stella variabile

Esempi di tipi all’interno di queste divisioni sono riportati di seguito.

Stelle variabili pulsantimodifica

Le stelle pulsanti si gonfiano e si restringono, influenzando la loro luminosità e lo spettro. Le pulsazioni sono generalmente suddivise in: radiale, dove l’intera stella si espande e si restringe nel suo complesso; e non radiale, dove una parte della stella si espande mentre un’altra parte si restringe.

A seconda del tipo di pulsazione e della sua posizione all’interno della stella, esiste una frequenza naturale o fondamentale che determina il periodo della stella. Le stelle possono anche pulsare in un armonico o overtone che è una frequenza più alta, corrispondente a un periodo più breve. Le stelle variabili pulsanti a volte hanno un singolo periodo ben definito, ma spesso pulsano simultaneamente con frequenze multiple e un’analisi complessa è necessaria per determinare i periodi interferenti separati. In alcuni casi, le pulsazioni non hanno una frequenza definita, causando una variazione casuale, indicata come stocastica. Lo studio degli interni stellari usando le loro pulsazioni è noto come asterosismologia.

La fase di espansione di una pulsazione è causata dal blocco del flusso di energia interno da parte di materiale ad alta opacità, ma questo deve avvenire ad una particolare profondità della stella per creare pulsazioni visibili. Se l’espansione si verifica al di sotto di una zona convettiva, nessuna variazione sarà visibile in superficie. Se l’espansione si verifica troppo vicino alla superficie, la forza di ripristino sarà troppo debole per creare una pulsazione. La forza di ripristino per creare la fase di contrazione di una pulsazione può essere la pressione se la pulsazione si verifica in uno strato non degenerato profondo all’interno di una stella, e questo è chiamato un modo acustico o pressione di pulsazione, abbreviato in p-mode. In altri casi, la forza di ripristino è la gravità e questo è chiamato g-mode. Le stelle variabili pulsanti pulsano tipicamente in una sola di queste modalità.

Cefeidi e variabili simili a cefeidmodifica

Questo gruppo è costituito da diversi tipi di stelle pulsanti, tutte presenti sulla striscia di instabilità, che si gonfiano e si restringono molto regolarmente causate dalla risonanza di massa della stella, generalmente dalla frequenza fondamentale. Generalmente si ritiene che il meccanismo della valvola di Eddington per le variabili pulsanti tenga conto delle pulsazioni simili a cefeidi. Ciascuno dei sottogruppi sulla striscia di instabilità ha una relazione fissa tra periodo e magnitudine assoluta, così come una relazione tra periodo e densità media della stella. La relazione periodo-luminosità è stata stabilita per la prima volta per le Cefeidi Delta da Henrietta Leavitt e rende queste Cefeidi ad alta luminosità molto utili per determinare le distanze dalle galassie all’interno del Gruppo locale e oltre. Edwin Hubble ha usato questo metodo per dimostrare che le cosiddette nebulose a spirale sono in realtà galassie lontane.

Si noti che le Cefeidi sono denominate solo per Delta Cephei, mentre una classe di variabili completamente separata prende il nome da Beta Cephei.

Variabili cefeidi Classichemodifica

Le Cefeidi classiche (o variabili Delta Cephei) sono supergiganti gialle di popolazione I (giovani, massicce e luminose) che subiscono pulsazioni con periodi molto regolari dell’ordine dei giorni o dei mesi. Il 10 settembre 1784, Edward Pigott rilevò la variabilità di Eta Aquilae, il primo rappresentante noto della classe delle variabili cefeidi. Tuttavia, l’omonimo per le Cefeidi classiche è la stella Delta Cephei, scoperta variabile da John Goodricke pochi mesi dopo.

Tipo II CepheidsEdit

Le Cefeidi di tipo II (storicamente chiamate stelle W Virginis) hanno pulsazioni di luce estremamente regolari e una relazione di luminosità molto simile alle variabili δ Cephei, quindi inizialmente sono state confuse con quest’ultima categoria. Le stelle Cefeidi di tipo II appartengono alle stelle di popolazione II più vecchie, rispetto alle Cefeidi di tipo I. Il Tipo II ha una metallicità leggermente inferiore, una massa molto più bassa, una luminosità leggermente inferiore e un periodo leggermente sfalsato rispetto alla relazione di luminosità, quindi è sempre importante sapere quale tipo di stella viene osservata.

RR Lyrae variablesEdit

Queste stelle sono in qualche modo simili a Cefeidi, ma non sono così luminose e hanno periodi più brevi. Sono più vecchi dei cefeidi di tipo I, appartenenti alla popolazione II, ma di massa inferiore rispetto ai cefeidi di tipo II. A causa della loro presenza comune negli ammassi globulari, sono occasionalmente indicati come cefeidi di cluster. Hanno anche una relazione periodo-luminosità ben consolidata, e quindi sono anche utili come indicatori di distanza. Queste stelle di tipo A variano di circa 0.2-2 magnitudini (20% a oltre 500% cambiamento di luminosità) per un periodo di diverse ore a un giorno o più.

Variabili Delta Scuti

Le variabili Delta Scuti (δ Sct) sono simili alle cefeidi ma molto più deboli e con periodi molto più brevi. Una volta erano conosciuti come Cefeidi nane. Spesso mostrano molti periodi sovrapposti, che si combinano per formare una curva di luce estremamente complessa. La tipica stella δ Scuti ha un’ampiezza di 0,003-0,9 magnitudini (variazione di luminosità da 0,3% a circa il 130%) e un periodo di 0,01–0,2 giorni. Il loro tipo spettrale è solitamente compreso tra A0 e F5.

Variabili SX phoenicisEdit

Queste stelle di tipo spettrale da A2 a F5, simili alle variabili δ Scuti, si trovano principalmente in ammassi globulari. Essi mostrano fluttuazioni nella loro luminosità nell’ordine di 0,7 magnitudine (circa 100% cambiamento di luminosità) o giù di lì ogni 1 a 2 ore.

Variabili Ap ad oscillazione rapidamodifica

Queste stelle di tipo spettrale A o occasionalmente F0, una sottoclasse di variabili δ Scuti presenti sulla sequenza principale. Hanno variazioni estremamente rapide con periodi di pochi minuti e ampiezze di pochi millesimi di grandezza.

Variabili a lungo periodomodifica

Le variabili a lungo periodo sono stelle fresche evolute che pulsano con periodi compresi tra settimane e diversi anni.

Mira variablesEdit

Le variabili Mira sono giganti rosse AGB. Per periodi di molti mesi si sbiadiscono e si illuminano tra 2,5 e 11 magnitudini,un cambiamento di luminosità da 6 a 30.000 volte. Mira stessa, nota anche come Omicron Ceti (ο Cet), varia in luminosità da quasi 2a magnitudine a debole come 10a magnitudine con un periodo di circa 332 giorni. Le larghezze visive molto grandi sono principalmente dovute allo spostamento dell’energia prodotta tra visuale e infrarosso al variare della temperatura della stella. In alcuni casi, le variabili Mira mostrano cambiamenti di periodo drammatici in un periodo di decenni, che si pensa siano correlati al ciclo di pulsazione termica delle stelle AGB più avanzate.

Semiregular variablesEdit

Queste sono giganti rosse o supergiganti. Le variabili semiregolari possono mostrare occasionalmente un periodo definito, ma più spesso mostrano variazioni meno ben definite che a volte possono essere risolte in più periodi. Un esempio ben noto di una variabile semiregolare è Betelgeuse, che varia da circa magnitudini +0.2 a +1.2 (un fattore 2.5 variazione di luminosità). Almeno alcune delle variabili semi-regolari sono strettamente correlate alle variabili Mira, probabilmente l’unica differenza è il pulsare in un’armonica diversa.

Variabili irregolari lentemodiFica

Queste sono giganti rosse o supergiganti con poca o nessuna periodicità rilevabile. Alcuni sono variabili semiregolari poco studiate, spesso con periodi multipli, ma altri possono semplicemente essere caotici.

Lungo periodo secondario variablesEdit

Molte giganti rosse variabili e supergiganti mostrano variazioni da diverse centinaia a diverse migliaia di giorni. La luminosità può cambiare di diverse grandezze anche se è spesso molto più piccola, con le variazioni primarie più rapide si sovrappongono. Le ragioni di questo tipo di variazione non sono chiaramente comprese, essendo variamente attribuite a pulsazioni, binarità e rotazione stellare.

Beta Cephei variablesEdit

Le variabili Beta Cephei (β Cep) (a volte chiamate variabili Beta Canis Majoris, specialmente in Europa) subiscono pulsazioni di breve periodo nell’ordine di 0,1–0,6 giorni con un’ampiezza di 0,01–0,3 magnitudini (variazione da 1% a 30% della luminosità). Sono al loro più luminoso durante la contrazione minima. Molte stelle di questo tipo presentano più periodi di pulsazione.

Stelle di tipo B che pulsano lentamentemodifica

Le stelle B che pulsano lentamente (SPB) sono stelle calde di sequenza principale leggermente meno luminose delle stelle Beta Cephei, con periodi più lunghi e ampiezze più grandi.

Stelle calde (subdwarf B) che pulsano molto rapidamentemodifica

Il prototipo di questa rara classe è V361 Hydrae, una stella subdwarf B di 15a magnitudine. Pulsano con periodi di pochi minuti e possono pulsare simultaneamente con più periodi. Hanno ampiezze di pochi centesimi di grandezza e hanno l’acronimo GCVS RPHS. Sono pulsatori in modalità P.

PV Telescopii variablesEdit

Le stelle di questa classe sono supergiganti di tipo Bp con un periodo di 0,1–1 giorno e un’ampiezza di 0,1 magnitudine in media. I loro spettri sono peculiari avendo idrogeno debole mentre d’altra parte le linee di carbonio ed elio sono extra forti, un tipo di stella di elio estrema.

RV Tauri variablesEdit

Si tratta di stelle supergiganti gialle (in realtà stelle post-AGB a bassa massa nella fase più luminosa della loro vita) che hanno minimi profondi e superficiali alternati. Questa variazione a doppio picco ha tipicamente periodi di 30-100 giorni e ampiezze di 3-4 magnitudini. Sovrapposto a questa variazione, ci possono essere variazioni a lungo termine per periodi di diversi anni. I loro spettri sono di tipo F o G alla massima luce e di tipo K o M alla luminosità minima. Si trovano vicino alla striscia di instabilità, più fredde delle cefeidi di tipo I più luminose delle cefeidi di tipo II. Le loro pulsazioni sono causate dagli stessi meccanismi di base legati all’opacità dell’elio, ma sono in una fase molto diversa della loro vita.

Alpha Cygni variablesEdit

Alpha Cygni (α Cyg) variabili sono nonradially pulsante supergiganti di classi spettrali Bep a AepIa. I loro periodi vanno da diversi giorni a diverse settimane e le loro ampiezze di variazione sono tipicamente dell’ordine di 0,1 magnitudini. I cambiamenti di luce, che spesso sembrano irregolari, sono causati dalla sovrapposizione di molte oscillazioni con periodi ravvicinati. Deneb, nella costellazione del Cigno è il prototipo di questa classe.

Variabili Gamma Doradusedit

Le variabili Gamma Doradus (γ Dor) sono stelle di sequenza principale non radialmente pulsanti di classi spettrali da F a tardo A. I loro periodi sono di circa un giorno e le loro ampiezze tipicamente dell’ordine di 0,1 magnitudini.

Nane bianche pulsantimodifica

Queste stelle pulsanti non radialmente hanno brevi periodi da centinaia a migliaia di secondi con minuscole fluttuazioni di 0,001 a 0,2 magnitudini. I tipi noti di nane bianche pulsanti (o nane pre-bianche) includono le stelle DAV, o DAV Ceti, con atmosfere dominate dall’idrogeno e il tipo spettrale DA; le stelle DBV, o V777 Her, con atmosfere dominate dall’elio e il tipo spettrale DB; e le stelle GW Vir, con atmosfere dominate da elio, carbonio e ossigeno. Le stelle GW Vir possono essere suddivise in stelle DOV e PNNV.

Oscillazioni di tipo solaremodifica

Il Sole oscilla con ampiezza molto bassa in un gran numero di modi con periodi di circa 5 minuti. Lo studio di queste oscillazioni è noto come eliosismologia. Le oscillazioni nel Sole sono guidate stocasticamente dalla convezione nei suoi strati esterni. Il termine oscillazioni simili al sole è usato per descrivere oscillazioni in altre stelle che sono eccitate allo stesso modo e lo studio di queste oscillazioni è una delle principali aree di ricerca attiva nel campo dell’asterosismologia.

BLAP variablesEdit

Un pulsatore blu di grande ampiezza (BLAP) è una stella pulsante caratterizzata da variazioni di 0,2 a 0,4 magnitudini con periodi tipici da 20 a 40 minuti.

Stelle variabili eruttivemodifica

Le stelle variabili eruttive mostrano variazioni di luminosità irregolari o semi-regolari causate dalla perdita di materiale dalla stella, o in alcuni casi dall’accrescimento ad essa. Nonostante il nome questi non sono eventi esplosivi, quelle sono le variabili cataclismiche.

ProtostarsEdit

Le protostelle sono oggetti giovani che non hanno ancora completato il processo di contrazione da una nebulosa di gas a una vera e propria stella. La maggior parte delle protostelle mostra variazioni di luminosità irregolari.

Herbig Ae/Be Starsmodifica

Variabilità delle stelle Herbig Ae/Be più massicce (2-8 massa solare) si pensa che siano dovute a grumi di gas-polvere, orbitanti nei dischi circumstellari.

Variabili di Orionedit

Le variabili di Orione sono stelle giovani e calde pre–sequenza principale solitamente incorporate in nebulosità. Hanno periodi irregolari con ampiezze di diverse grandezze. Un sottotipo ben noto di variabili di Orione sono le variabili T Tauri. La variabilità delle stelle T Tauri è dovuta a macchie sulla superficie stellare e a grumi di gas-polvere, orbitanti nei dischi circumstellari.

FU Orionis variablesEdit

Queste stelle risiedono in nebulose a riflessione e mostrano aumenti graduali della loro luminosità nell’ordine di 6 magnitudini seguiti da una lunga fase di luminosità costante. Poi si attenuano di 2 magnitudini (sei volte dimmer) o giù di lì per un periodo di molti anni. V1057 Cygni per esempio oscurato da 2,5 magnitudine (dieci volte dimmer) durante un periodo di undici anni. Le variabili FU Orionis sono di tipo spettrale da A a G e sono probabilmente una fase evolutiva nella vita delle stelle T Tauri.

Giganti e supergigantimodifica

Le grandi stelle perdono la loro materia relativamente facilmente. Per questo motivo la variabilità dovuta alle eruzioni e alla perdita di massa è abbastanza comune tra giganti e supergiganti.

Variabili blu luminosemodifica

Nota anche come variabili S Doradus, le stelle più luminose conosciute appartengono a questa classe. Gli esempi includono le ipergiganti η Carinae e P Cygni. Hanno una perdita di massa elevata permanente, ma a intervalli di anni pulsazioni interne causano la stella a superare il suo limite di Eddington e la perdita di massa aumenta enormemente. La luminosità visiva aumenta anche se la luminosità complessiva è in gran parte invariata. Le eruzioni giganti osservate in alcuni LBV aumentano la luminosità, tanto che sono stati etichettati come impostori di supernova e possono essere un diverso tipo di evento.

Giallo hypergiantsEdit

Queste massicce stelle evolute sono instabili a causa della loro elevata luminosità e posizione al di sopra della striscia di instabilità, e mostrano lenti ma a volte grandi cambiamenti fotometrici e spettroscopici dovuti ad alta perdita di massa e occasionali eruzioni più grandi, combinate con variazioni secolari su una scala temporale osservabile. L’esempio più noto è Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis variablesEdit

Sebbene classificate come variabili eruttive, queste stelle non subiscono aumenti periodici di luminosità. Invece trascorrono la maggior parte del loro tempo alla massima luminosità, ma a intervalli irregolari svaniscono improvvisamente di 1-9 magnitudini (da 2,5 a 4000 volte dimmer) prima di recuperare la loro luminosità iniziale per mesi o anni. La maggior parte sono classificate come supergiganti gialle per luminosità, anche se in realtà sono stelle post-AGB, ma ci sono sia stelle giganti rosse che blu R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) è la stella prototipo. Le variabili DY Persei sono una sottoclasse di variabili R CrB che hanno una variabilità periodica in aggiunta alle loro eruzioni.

Variabili di Wolf–Rayetedit

Popolazione classica I Le stelle di Wolf–Rayet sono massicce stelle calde che a volte mostrano variabilità, probabilmente a causa di diverse cause tra cui interazioni binarie e gruppi di gas rotanti attorno alla stella. Presentano ampi spettri di linea di emissione con linee di elio, azoto, carbonio e ossigeno. Le variazioni in alcune stelle sembrano essere stocastiche mentre altre mostrano periodi multipli.

Gamma Cassiopeiae variablesEdit

Le variabili Gamma Cassiopeiae (γ Cas) sono stelle non supergiganti a rotazione rapida di classe B che fluttuano irregolarmente fino a 1,5 magnitudini (4 volte la variazione di luminosità) a causa dell’espulsione della materia nelle loro regioni equatoriali causata dalla rapida velocità di rotazione.

Flare starsEdit

Nelle stelle di sequenza principale la maggiore variabilità eruttiva è eccezionale. È comune solo tra le stelle flare, note anche come variabili UV Ceti, stelle di sequenza principale molto deboli che subiscono brillamenti regolari. Aumentano di luminosità fino a due magnitudini (sei volte più luminose) in pochi secondi e poi tornano alla luminosità normale in mezz’ora o meno. Diverse nane rosse vicine sono stelle flare, tra cui Proxima Centauri e Wolf 359.

RS Canum Venaticorum variablesEdit

Questi sono sistemi binari vicini con cromosfere altamente attive, tra cui enormi macchie solari e razzi, che si ritiene siano migliorati dal compagno vicino. Le scale di variabilità vanno dai giorni, vicino al periodo orbitale e talvolta anche con le eclissi, agli anni al variare dell’attività delle macchie solari.

Stelle variabili cataclismiche o esplosivemodifica

SupernovaeEdit

Le supernove sono il tipo più drammatico di variabile cataclismica, essendo alcuni degli eventi più energetici dell’universo. Una supernova può emettere brevemente tanta energia quanto un’intera galassia, illuminandosi di oltre 20 magnitudini (oltre cento milioni di volte più luminosa). L’esplosione di supernova è causata da una nana bianca o da un nucleo stellare che raggiunge un certo limite di massa/densità, il limite di Chandrasekhar, causando il collasso dell’oggetto in una frazione di secondo. Questo collasso “rimbalza” e fa esplodere la stella ed emette questa enorme quantità di energia. Gli strati esterni di queste stelle vengono spazzati via a velocità di molte migliaia di chilometri al secondo. La materia espulsa può formare nebulose chiamate resti di supernova. Un esempio ben noto di tale nebulosa è la Nebulosa del Granchio, rimasta da una supernova che è stata osservata in Cina e altrove nel 1054. L’oggetto progenitore può disintegrarsi completamente nell’esplosione o, nel caso di una stella massiccia, il nucleo può diventare una stella di neutroni (generalmente una pulsar).

Le supernove possono derivare dalla morte di una stella estremamente massiccia, molte volte più pesante del Sole. Alla fine della vita di questa stella massiccia, un nucleo di ferro non fusibile è formato da ceneri di fusione. Questo nucleo di ferro viene spinto verso il limite di Chandrasekhar fino a superarlo e quindi collassa. Una delle supernovae più studiate di questo tipo è SN 1987A nella Grande Nube di Magellano.

Una supernova può anche derivare dal trasferimento di massa su una nana bianca da una compagna stellare in un sistema stellare doppio. Il limite di Chandrasekhar è superato dalla materia infallente. La luminosità assoluta di quest’ultimo tipo è correlata alle proprietà della sua curva di luce, in modo che queste supernove possano essere utilizzate per stabilire la distanza da altre galassie.

Rosso luminoso Novamodifica

Luminous red novae sono esplosioni stellari causate dalla fusione di due stelle. Non sono legati alle novae classiche. Hanno un caratteristico aspetto rosso e un declino molto lento dopo lo scoppio iniziale.

NovaeEdit

Anche le Novae sono il risultato di esplosioni drammatiche, ma a differenza delle supernove non provocano la distruzione della stella progenitrice. Inoltre, a differenza delle supernove, le novae si accendono dall’improvviso inizio della fusione termonucleare, che in determinate condizioni di alta pressione (materia degenerata) accelera in modo esplosivo. Si formano in sistemi binari stretti, una componente è una nana bianca che si accumula dall’altra componente stellare ordinaria, e può ripetersi per periodi di decenni o secoli o millenni. Le Novae sono classificate come veloci, lente o molto lente, a seconda del comportamento della loro curva di luce. Sono state registrate diverse novae ad occhio nudo, Nova Cygni 1975 è la più luminosa della storia recente, raggiungendo la 2a magnitudine.

Nana novaeEdit

Nana novae sono stelle doppie che coinvolgono una nana bianca in cui il trasferimento di materia tra la componente dà luogo a scoppi regolari. Esistono tre tipi di nova nana:

• Stelle U Geminorum, che hanno scoppi della durata di circa 5-20 giorni seguiti da periodi di quiete tipicamente di poche centinaia di giorni. Durante uno sfogo si illuminano tipicamente di 2-6 magnitudini. Queste stelle sono anche conosciute come variabili SS Cygni dopo la variabile in Cygnus che produce tra le esposizioni più luminose e più frequenti di questo tipo di variabile.
• Z Camelopardalis stelle, in cui si vedono occasionali plateaux di luminosità chiamati fermi, in parte tra la luminosità massima e minima.
• Stelle SU Ursae Majoris, che subiscono sia frequenti piccole esplosioni, sia super-esplosioni più rare ma più grandi. Questi sistemi binari di solito hanno periodi orbitali inferiori a 2,5 ore.

DQ Herculis variablesEdit

I sistemi DQ Herculis sono binari interagenti in cui una stella a bassa massa trasferisce massa a una nana bianca altamente magnetica. Il periodo di spin della nana bianca è significativamente più breve del periodo orbitale binario e talvolta può essere rilevato come periodicità fotometrica. Un disco di accrescimento di solito si forma attorno alla nana bianca, ma le sue regioni più interne sono troncate magneticamente dalla nana bianca. Una volta catturato dal campo magnetico della nana bianca, il materiale dal disco interno viaggia lungo le linee del campo magnetico fino ad accrescersi. In casi estremi, il magnetismo della nana bianca impedisce la formazione di un disco di accrescimento.

AM Herculis variablesEdit

In queste variabili cataclismiche, il campo magnetico della nana bianca è così forte che sincronizza il periodo di spin della nana bianca con il periodo orbitale binario. Invece di formare un disco di accrescimento, il flusso di accrescimento viene incanalato lungo le linee del campo magnetico della nana bianca fino a quando non colpisce la nana bianca vicino a un polo magnetico. La radiazione del ciclotrone irradiata dalla regione di accrescimento può causare variazioni orbitali di diverse grandezze.

Z Andromedae variablesEdit

Questi sistemi binari simbiotici sono composti da una gigante rossa e una stella blu calda avvolta in una nube di gas e polvere. Subiscono esplosioni simili a nova con ampiezze fino a 4 magnitudini. Il prototipo di questa classe è Z Andromedae.

Variabili AM cvnedit

Le variabili AM CVn sono binarie simbiotiche in cui una nana bianca sta accumulando materiale ricco di elio da un’altra nana bianca, una stella di elio o una stella di sequenza principale evoluta. Subiscono variazioni complesse, o a volte nessuna variazione, con periodi ultracorti.