Una stella variabile è una stella la cui luminosità apparente cambia nel tempo. Esse possono presentare variazioni che vanno da pochi millesimi di magnitudine a venti magnitudini in periodi che vanno da frazioni di secondo ad anni. La variazione può essere causata sia da un effettivo cambiamento nella luminosità emessa, sia da un cambiamento nel quantitativo di radiazione che raggiunge la Terra; di conseguenza, le stelle variabili si dividono in: Variabili intrinseche la cui luminosità cambia realmente, per esempio a causa di cambiamenti nelle dimensioni dell'astro. Variabili estrinseche il cui apparente cambiamento di luminosità è dovuto al diverso quantitativo di radiazione che raggiunge la Terra, per esempio a causa di una compagna che orbita intorno all'astro e che talvolta lo eclissa.

Molte stelle, forse la maggior parte di esse, cambiano luminosità nel tempo. Il Sole non fa eccezione: la sua luminosità varia dello 0,1% durante il suo undecennale ciclo.

Scoperta

La prima stella variabile ad essere riconosciuta come tale fu (poi chiamata Mira): nel 1638 Johannes Holwarda notò che essa variava la propria luminosità con un periodo di 11 mesi. La stella era stata precedentemente descritta come nova da David Fabricius nel 1596. La scoperta della variabilità di e le supernovae osservate nel 1572 e nel 1604 convinsero gli astronomi che il cielo stellato non fosse qualcosa di eternamente invariabile, come avevano creduto Aristotele e altri antichi filosofi, e contribuirono alla rivoluzione delle conoscenze astronomiche dei secoli XVI e XVII.

La seconda stella variabile a essere scoperta fu la variabile a eclisse Algol, osservata da Geminiano Montanari nel 1669; John Goodricke diede la corretta spiegazione della sua variabilità nel 1784. fu identificata come variabile da G. Kirch nel 1686, quindi fu la volta di R Hydrae nel 1704 per merito di G. D. Maraldi. Nel 1786 erano conosciute 12 variabili, fra cui e , scoperte da John Goodricke nel 1784. Dal 1850 il numero di variabili conosciute ha cominciato a crescere più rapidamente e il ritmo delle scoperte è ulteriormente aumentato dopo il 1890, quando cominciò ad essere possibile identificare le variabili per mezzo della fotografia.

L'ultima edizione del General Catalogue of Variable Stars cataloga circa 46 000 stelle variabili della nostra galassia, circa 10 000 appartenenti ad altre galassie e più di 10 000 sospette variabili.

L'osservazione delle stelle variabili Le stelle variabili sono generalmente analizzate utilizzando tecniche fotometriche, spettrofotometriche e spettroscopiche. Le misurazioni dei loro cambiamenti fotometrici possono essere utilizzate per tracciare il grafico della curva di luce, che mostra l'andamento della quantità di radiazione emessa dalla stella nel tempo. La curva di luce permette di stabilire per le variabili regolari, il periodo delle variazioni e la loro ampiezza; tuttavia per molte stelle queste quantità possono variare lentamente nel tempo o perfino da un periodo all'altro. I picchi di luminosità sono conosciuti come massimi, mentre gli avvallamenti nella curva sono chiamati minimi.

Dalla curva di luce è possibile derivare le seguenti informazioni:

l'esistenza o meno di una periodicità o di una semiperiodicità nelle variazioni quale è il periodo della fluttuazione nel caso in cui la variazione sia periodica quale è la forma della curva, cioè se è simmetrica o meno, se è angolare o smussata, se ogni ciclo ha uno o più minimi, ecc.

Invece, dallo spettro è possibile derivare le seguenti informazioni:

quale è la temperatura superficiale della stella e la sua classificazione se è una stella singola o una stella binaria (è infatti solitamente possibile separare lo spettro delle due componenti, se la stella è binaria) se lo spettro cambia nel tempo (per esempio, la temperatura superficiale della stella può variare nel tempo in modo periodico) se i cambiamenti di brillantezza si verificano solo in regioni particolari dello spettro (per esempio, possono verificarsi grandi variazioni di luminosità nella banda del visibile, ma quasi nessuna variazione nell'infrarosso) se lo spettro è spostato verso il rosso o verso il blu a causa del periodico espandersi e comprimersi della stella o a causa della sua rotazione o a causa della presenza di gas in espansione nei dintorni dell'astro lo spettro può rivelare la presenza di forti campi magnetici la presenza nello spettro di anormali linee di assorbimento o emissione può indicare che la stella ha un'atmosfera particolarmente calda oppure che è circondata da nuvole di gas

Combinando le informazioni che derivano dalle curve di luce con quelle che derivano dagli spettri è possibile fare delle ipotesi sulle cause dei cambiamenti di luminosità che avvengono nelle variabili. Ad esempio, se si osserva che lo spettro della stella si muove verso il rosso e verso il blu con la stessa frequenza con cui avvengono i cambiamenti di luminosità, si può dedurre che la stella pulsi e che tali pulsazioni sono la causa della sua variabilità.

In casi molto rari è possibile ottenere immagini della superficie stellare che possono rivelare la presenza di macchie, causa di cambiamenti di luminosità.

Gli astronomi non professionisti possono dare un contributo importante allo studio delle stelle variabili, comparando la luminosità di una variabile con quella delle altre stelle che si trovano nello stesso campo telescopico e che sono state riconosciute come non variabili. Stimando le variazioni di luminosità nel tempo, è possibile costruire la curva di luce della variabile. L'American Association of Variable Star Observers (AAVSO) raccoglie le osservazioni degli astronomi non professionisti sulle stelle variabili e le mette a disposizione della comunità scientifica.

Nomenclatura delle stelle variabili

Alle prime stelle variabili scoperte in una costellazione vengono assegnate le lettere dalla R alla Z, per esempio R Coronae Borealis. Questa nomenclatura è in vigore da quando Friedrich W. Argelander (1799-1875) assegnò a una stella variabile ancora senza nome la lettera R, la prima lettera non ancora utilizzata della nomenclatura di Bayer nella sua costellazione. Le lettere da RR a RZ, da SS a SZ, da TS a TZ e così via fino a ZZ vengono utilizzate per le variabili scoperte successivamente, ad esempio RR Lyrae. Quindi si procede ad utilizzare le lettere da AA a AZ, da BB a BZ, e così via fino a QZ (omettendo la J). Se vengono esaurite queste 334 combinazioni, alle variabili successivamente scoperte vengono assegnate le sigle V335, V336, V337 e così via.

Classificazione

Le stelle variabili possono essere divise in due grandi classi: le variabili intrinseche e le variabili estrinseche:

Nelle variabili intrinseche la variabilità è causata da cambiamenti fisici della stella. Esse si dividono in tre sottogruppi principali: Le variabili pulsanti, nelle quali il raggio si espande e contrae periodicamente. Le variabili eruttive, che sperimentano brillamenti e espulsioni di massa. Le variabili cataclismiche o esplosive, che vanno incontro a drammatici cambiamenti del loro stato fisico, come nel caso delle novae o delle supernovae. Nelle variabili estrinseche la variabilità non è causata da cambiamenti fisici della stella, ma da altri fattori, come le eclissi o la rotazione stellare. Si dividono in due sottogruppi principali: Le variabili a eclissi, stelle binarie che, viste dalla Terra, si eclissano l'una con l'altra nel corso del loro moto orbitale. Le variabili rotanti, nelle quali la variabilità è causata dalla rotazione della stella su sé stessa. Esempi sono le stelle che presentano estese macchie, che influiscono sulla luminosità dell'astro, oppure stelle che a causa dell'alta velocità di rotazione assumono forma ellissoidale.

Questi sottogruppi sono a loro volta divisibili in tipi più specifici, che vengono solitamente denominati a partire dal loro prototipo. Per esempio, le nove nane sono chiamate variabili U Geminorum, a partire dalla prima stella di questo tipo che è stata riconosciuta: U Geminorum.

Stelle variabili intrinseche

Come si è detto, i principali sottogruppi delle variabili intrinseche sono le variabili pulsanti, quelle eruttive e quelle cataclismatiche.

Stelle pulsanti

Una stella pulsante è una stella che ritmicamente espande e diminuisce il suo raggio. La pulsazione avviene per lo più in periodi regolari, ma a volte in periodi semiregolari o, più raramente, in modo irregolare. Con la modificazione delle dimensioni del raggio cambiano solitamente anche la magnitudine e lo spettro della stella. I tipi di variabili pulsanti più importanti sono i seguenti: Le variabili cefeidi, che hanno periodi relativamente brevi (da giorni a mesi) e un ciclo di luminosità molto regolare. Le variabili a lungo periodo, il cui periodo è più lungo, nell'ordine di un anno, e meno regolare. Le stelle azzurre con spettro variabile, stelle di tipo O o B che presentano piccole variazioni di luminosità in periodi brevi. Le variabili RV Tauri, stelle supergiganti che con il cambiare della loro luminosità modificano la loro classe spettrale da F o G al loro massimo a K o M al loro minimo. Le variabili Alfa Cygni, supergiganti bianche, la cui luminosità varia di 0,1 magnitudini circa in molti periodi sovrapposti. Le nane bianche pulsanti, nane bianche la cui luminosità varia a causa della propagazione di onde gravitazionali.

Cefeidi ed altre stelle pulsanti

Questo gruppo di variabili comprende molti tipi di stelle pulsanti che si espandono e contraggono in modo regolare. Negli anni trenta Eddington scrisse le equazioni matematiche che descrivono le instabilità alla base delle pulsazioni stellari. Il più comune tipo di instabilità è relativa ai diversi gradi di ionizzazione del gas negli strati convettivi superficiali della stella. Si supponga che tali strati a causa della forza di gravità precipitino verso l'interno dell'astro; di conseguenza essi vengono compressi e si scaldano aumentando il grado di ionizzazione dei gas che li compongono. In seguito a ciò, essi divengono maggiormente opachi alla radiazione proveniente dall'interno della stella, che viene pertanto catturata dal gas, producendo un ulteriore aumento di temperatura. Quando questa raggiunge un certo livello, lo strato comincia ad espandersi facendola diminuire. Ciò a sua volta produce una diminuzione del grado di ionizzazione e, di conseguenza, di opacità del gas; ciò si traduce in un maggior rilascio della radiazione proveniente dall'interno della stella, con una conseguente ulteriore diminuzione della temperatura. A questo punto gli strati esterni sono nuovamente attirati verso il centro della stella dalla forza di gravità e il ciclo ricomincia. Questo meccanismo alla base delle pulsazioni viene chiamato "meccanismo κ".

Nelle cefeidi il meccanismo κ è prodotto dalla ionizzazione dell'elio. In una normale stella di classe A, F o G, l'elio è neutro nella fotosfera stellare. Poco al di sotto della fotosfera, a temperature di circa 25.000-30.000 K, inizia lo strato di elio II (elio monoionico), mentre la seconda ionizzazione dell'elio avviene a temperature di 35.000-50.000 K. L'elio III (doppiamente ionizzato) ha un'opacità maggiore dell'elio II. Quando la stella si contrae la temperatura dell'elio II si innalza e ciò provoca la perdita di un elettrone e la sua trasformazione in elio III. Data la sua maggiore opacità ciò produce un ulteriore aumento della temperatura. Quando in seguito a questo innalzamento della temperatura la stella si espande e si raffredda, l'elio III si ricombina in elio II che è più tenue otticamente e quindi si raffredda più rapidamente. Quando la stella si contrae nuovamente, la temperatura aumenta e l'elio II perde un elettrone ridiventando elio III e facendo ricominciare il ciclo.