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Variabile Cefeide

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Cefeide nella Galassia a spirale M100.

Una variabile Cefeide è un membro di una particolare classe di stelle variabili, notevole per una correlazione molto stretta tra il loro periodo di variabilità e la luminosità stellare assoluta.

Grazie a questa correlazione, e alla grande precisione con cui viene misurato il periodo pulsazionale, le variabili Cefeidi possono essere usate come candele standard per determinare la distanza degli ammassi globulari e delle galassie in cui sono contenute. Poiché la relazione periodo-luminosità può essere calibrata con grande precisione usando le stelle Cefeidi vicine, le distanze trovate con questo metodo sono tra le più accurate disponibili.

Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia.

Successive osservazioni hanno individuato stelle cefeidi in altre galassie, in primis nelle due nubi di Magellano.

Indice

Descrizionemodifica

Delta Cephei (al centro), il prototipo delle variabili cefeidi.

Una Cefeide è in genere una stella gigante gialla giovane di popolazione I e massa intermedia che pulsa regolarmente espandendosi e contraendosi, mutando così la sua luminosità in un ciclo estremamente regolare. La luminosità delle stelle Cefeidi è in genere compresa tra 1000 e 10000 volte quella del Sole e il periodo di oscillazione va dall'ordine del giorno alle centinaia di giorni. Il profilo di luminosità di una stella cefeide durante un ciclo pulsazionale è tipicamente non simmetrico, con il braccio ascendente più corto e ripido di quello discendente, e oltre al picco principale la sua curva di luminosità presenta spesso un secondo picco, o "bump", la cui posizione rispetto a quello principale varia a seconda del periodo di oscillazione del pulsatore stesso.

Il fenomeno di oscillazione (espansione, contrazione) è un fenomeno limitato alla sola superficie stellare e non è dovuto ad alcun mutamento nella quantità di energia prodotta dalle fusioni nucleari che avvengono nelle regioni più interne delle strutture, e dunque l'oscillazione in luminosità è causata unicamente dalla maggiore o minore dimensione della superficie esterna irraggiante e dalla variazione di temperatura superficiale durante il ciclo di pulsazione.

Quando una stella con le caratteristiche strutturali delle cefeidi attraversa nel diagramma H-R la cosiddetta striscia di instabilità gli strati esterni diventano instabili, cioè una perturbazione dallo stato di equilibrio tende a propagarsi piuttosto che a smorzarsi, e questa instabilità è la causa dell'innesco del meccanismo di pulsazione. Questa condizione di instabilità non è però in grado da sola di spiegare il ciclo pulsazionale della stella e la sua ripetizione nel tempo, in quanto sarebbe lecito attendersi che l'energia persa per dissipazione nel ciclo pulsazionale possa mettere fine alla pulsazione stessa. Bisogna allora tener conto dell'abbondanza di He+ nella loro atmosfera e dei fenomeni di ionizzazione e ricombinazione che avvengono a causa dell'aumento (diminuzione) di temperatura e pressione. La potente radiazione generata dalla stella ionizza una piccola frazione dell' He+ a He+2, che è molto più opaco alla radiazione. L'atmosfera inizia a bloccare una parte della radiazione uscente, diventa più calda e inizia ad espandersi. Un'atmosfera più calda ed estesa causa un aumento della luminosità della stella.

L'atmosfera espansa presto inizia a raffreddarsi, e l'He+2 si ricombina in He+. Adesso l'atmosfera è di nuovo relativamente trasparente, perde calore e si restringe. L'intero processo riparte ora dall'inizio.

Uso come candela standardmodifica

La luminosità di un oggetto varia con l’inverso del quadrato della distanza dall'osservatore, ad esempio la luce di un lampione osservata a 100 metri di distanza apparirà 4 volte più brillante di uno a 200 metri e 9 volte più brillante di uno a 300 metri. Pertanto dalla conoscenza dell'intensità luminosa assoluta del lampione, in candele [cd] , misurando con un fotometro l'intensità luminosa del lampione osservato, si può calcolare la sua distanza dall'osservatore.
La luminosità assoluta delle stelle non è nota a priori perché dipende da fattori quali le dimensioni, la temperatura e la posizione nel diagramma di Hertzsprung-Russell, parametri non misurabili per stelle che si trovano a grandi distanze.
La luminosità assoluta di una stella Cefeide è invece nota a priori perché è legata in modo stretto al proprio periodo di pulsazione. Una Cefeide con un periodo di tre giorni ha una luminosità pari ad 800 volte quella del Sole. Una Cefeide con un periodo di trenta giorni è 10000 volte più luminosa del Sole. Questa scala è stata calibrata usando stelle Cefeidi molto vicine, per le quali la distanza era già conosciuta e misurabile con il metodo del parallasse stellare, tecnica che risulta sufficientemente precisa, per oggetti che si trovano a distanze non superiori ai 100 anni luce.

La loro elevata luminosità e la loro presenza osservata in molte galassie rendono le stelle Cefeidi la candela standard ideale per misurare la distanza di ammassi globulari e le galassie esterne. La misura della distanza con questo metodo è affetta da errori nella determinazione della luminosità assoluta della Cefeide a causa della riduzione di luminosità per l'invecchiamento della stella stessa, della presenza di polveri intersellari e dalla mancata conoscenza della posizione precisa della variabile Cefeide all'interno dell'ammasso o galassia; questi errori sono in genere piccoli in questo tipo di misure.

Le stelle Cefeidi sono visibili a grandi distanze. Edwin Hubble identificò per primo alcune Cefeidi nella Galassia di Andromeda, provando la sua natura extragalattica. Più recentemente, il telescopio spaziale Hubble è riuscito ad identificare alcune Cefeidi nell'ammasso della Vergine, ad una distanza di 60 milioni di anni luce.

Classificazione delle Cefeidimodifica

Le stelle Cefeidi sono divise in due classi, tipo I e tipo II. Le cefeidi di tipo I sono chiamate anche cefeidi classiche e sono stelle di popolazione I, solitamente supergiganti gialle piuttosto giovani, di tipo spettrale che varia tra F6 e K2 e masse che vanno da 4 a 20 volte quella del Sole che si sono evolute da stelle di classe O e B[1] Le cefeidi di tipo II è composto invece da stelle di minor massa di popolazione II; sono in genere chiamate variabili W Virginis, ed hanno un comportamento simile alle Cefeidi classiche, anche se sono tipicamente un paio di magnitudini più deboli di queste ultime (ma sempre più luminose delle RR Lyrae classiche). A loro volta questo tipo di cefeidi è suddiviso in ulteriori sottoitipi a seconda del periodo di variabilità.

Nella tabella sottostante sono elencate alcune delle variabili cefeidi più luminose[2].

Nome Magnitudine massima Magnitudine minima Período (giorni) Tipo spettrale
Polaris 1,97 2,00 3,97 F7Ib-F8Ib
I Carinae 3,28 4,18 35,54 F6Ib-K0Ib
β Doradus 3,41 4,08 9,8426 F4-G4Ia-II
η Aquilae 3,48 4,39 7,176641 F6Ib-G4Ib
δ Cephei 3,48 4,37 5,366341 F5Ib-G1Ib
ζ Geminorum 3,62 4,18 10,15073 F7Ib-G3Ib
X Sagittarii 4,2 4,9 7,01283 F5-G2II
W Sagittarii 4,29 5,14 7,59503 F4-G2Ib
RT Aurigae 5 5,82 3,728115 F4Ib-G1Ib
FF Aquilae 5,18 5,68 4,4709 F5Ia-F8Ia
S Sagittae 5,24 6,04 8,382086 F6Ib-G5Ib
Y Sagittarii 5,25 6,24 5,77335 F5-G0Ib-II
BG Crucis 5,34 5,58 3,3428 F5Ib-G0p
T Vulpeculae 5,41 6,09 4,435462 F5Ib-G0Ib
AH Velorum 5,50 5,89 4,2272 F7Ib-II
MY Puppis 5,54 5,76 5,6948 F4Iab
DT Cygni 5,57 5,96 2,4992 F5.5-F7Ib-II
T Monocerotis 5,58 6,62 27,02465 F7Iab-K1Iab+A0V
AX Circini 5,65 6,09 5,273268 F2-G2II+B4
SU Cassiopeiae 5,70 6,18 1,9493 F5Ib-II-F7Ib-II
U Carinae 5,72 7,02 38,7681 F6-G7Iab
V1334 Cygni 5,77 5,96 3,3328 F2Ib
X Cygni 5,85 6,91 16,3863 F7Ib-G8Ib

Notemodifica

  1. ^ Turner, David G. (1996). The Progenitors of Classical Cepheid Variables. Journal of the Royal Astronomical Society of Canada.
  2. ^ VSX=Search. AAVSO

Voci correlatemodifica

Collegamenti esternimodifica