Astrofisica Stellare: Capitolo 10

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Capitolo decimo del libro "Astrofisica Stellare" di Vittorio Castellani.Info e licenza d'uso qui:http://snipurl.com/astellare

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Capitolo 10 Le Stelle variabili.10.1. Cenni storici e inquadramentoNella cultura occidentale la perfezione e la conseguente immutabilit` dei cieli sono state per a quasi due millenni un preciso dogma delle imperanti dottrine aristoteliche. Gli oggetti celesti erano quindi pensati come eterni ed incorruttibili, non sucettibili di variazioni o modiche. In tale contesto lapparizione delle comete veniva riguardata come fenomeno atmosferico, non convolgendo quindi la profondit` del cielo. Fu quindi con non piccola sorpresa che nel a 1596 il pastore luterano Fabricius annunzi` che una stella nella costellazione della Balena a (omicron Ceti) mutava regolarmente di splendore. La grabde novit` del fenomeno giustica a il nome con cui quella stella fu battezzata e che tuttora conserva: Mira Ceti, cio` la stella e meraviglios o straordinaria in Cetus. Per dare subito una chiara idea del fenomeno variabilit` riportiamo in Fig. 10.1 la a curva di luce di quella stella, cio` un graco che registra landamento della magnitudine e delloggetto in funzione del tempo: la luminosit` varia regolarmente con il tempo, con un a periodo di circa 11 mesi, passando da un massimo attorno a magnitudine 2-3 ad un minimo ben al di sotto alla magnitudine 6, soglia di visibilit` ad occhio nudo. Lispezione visiva del a cielo mostrava dunque nella costellazione della Balena una stella che appariva e scompariva regolarmente, ad intervalli di 11 mesi. A partire da quei lontani tempi le indagini astronomiche hanno presto rivelato come la variabilit` stellare sia un fenomeno tuttaltro che raro, portando a molte diecine di migliaia a il numero di variabili sinora scoperte nella sola nostra Galassia. Sono nel contempo emerse

Fig. 10.1. Curva di luce di Mira Ceti. Il tempo ` espresso in giorni giuliani (J.D. = Julian Days e A10.1)

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sostanziali dierenze nelle caratteristiche di tale variabilit` e nei meccanismi allorigine del a fenomeno. Citiamo subito, per non interessarcene ulteriormente, la presenza di variabili ottiche o pseudovariabili, oggetti binari nei quali le variazioni periodiche di luminosit` a sono dovute al mutuo eclissarsi dei due oggetti orbitanti (binarie ad eclisse). Tra gli oggetti che invece presentano una reale variabilit` possiamo denire in prima approssimazione due a grandi tipologie: 1. Variabili intrinseche. Come Mira Ceti, hanno variazioni di magnitudine che si ripetono sovente con ampiezze e periodi ben determinati. Tra queste le variabili pulsanti, nelle quali l eetto Doppler nelle righe dello spettro mostra senza ambiguit` che la variazione a di luminosit` ` accompaganta da corrispondenti variazioni del raggio delle strutture. ae 2. Variabili cataclismiche. Hanno improvvisi e in genere violenti aumenti di luminosit` che a si ripetono senza precisa periodicit`. A tale classe vanno ascritti oggetti quali le variabili a tipo U Geminorum, ma anche le stelle Novae, nelle quali ` stata pi` volte riscontrata la e u ripetibilit` del fenomeno sia pur a grande distanza di tempo (novae ricorrenti). In tutti i a casi ci si trova di fronte a sistemi binari stretti con instabili` causate da scambi di massa a tra le due componenti. Nel prosieguo di questo capitolo ci interesseremo esclusivamente delle variabili pulsanti e, tra esse, a quelle strutture che mostrano andamenti strettamente periodici. Le ragioni di tale scelta risiedono nellevidenza che solo in questo caso la variabilit` ` un fenomeno a e intrinseco alle singole strutture stellari, collegabile quindi a quegli stessi parametri evolutivi - quali massa, luminosit` o temperatura ecace - oggetto dallindagine evolutiva. Tale pur a semplice constatazione chiarisce subito la portata delle ricerche sulla variabilit`: quando si a giunga - come oggi si ` giunti - a stabilire le relazioni che collegano le caratteristiche della e pulsazione a quelle delle relative strutture, le predizioni evolutive che siamo andati sin qui sviluppando si traformano anche in predizioni sulle caratteristiche pulsazionali osservate. La variabilit` stellare viene cos` ad aggiungersi allo scenario evolutivo, integrandolo e a perfezionandolo con nuove e indipendenti predizioni i cui riscontri osservativi forniscono preziose veriche allo scenario evolutivo e, nel contempo, orono la possibilt` di approa fondire linterpretazione delle strutture stellari disseminate per nelle galassie. Aggiungiamo solamente che le variabili cataclismiche, per ora trascurate, assumeranno invece un ruolo fondamentale nel prossimo capitolo, quando tratteremo il problema dellevoluzione nucleare della materia dellUniverso.

10.2. Pulsatori radialiLa moderna ricerca astronomica ha portato alla luce un gran numero di forme di variabilit` intrinseca presenti, con maggiore o minore evidenza, nelle strutture stellari. Quando a si consideri che le ocillazioni solari sono in ultima analisi una forma di microvariabilit`, si a comprende anche come non sia facile porre un limite preciso tra strutture variabili e non variabili (statiche). Noi qui ci interesseremo solo delle forme di alcune variabilit` macroa scopica e, tra queste, di classi di pulsatori radiali che caratterizzano con la loro presenza le popolazioni stellari della nostra come di altre galassie. Al riguardo abbiamo gi` avuto occasione di ricordare come nei Rami Orizzontali degli a Ammassi Globulari esista un intervallo di temperature nel quale le stelle, se presenti, sono tutte variabili a corto periodo (minore di un giorno) di tipo RR Lyrae. Queste variabili sono invece assenti in ammassi o popolazioni stellari pi` giovani, ove si manifestano invece u variabili a pi` lungo periodo, tra alcuni giorni e pochi mesi, che prendono il nome di Cefeidi u Classiche. Ambedue queste classi prendono il nome dalla prima variabile della classe scoperta e studiata in qualche dettaglio, rispettivamente RR Lyrae e Cephei per le due popolazioni.

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Fig. 10.2. Distribuzione nel diagramma HR di idocrone al variare dellet` e per lindicata compoa sizione chimica iniziale. Sono indicati i bordi della striscia di instabilit` e, a tratti, ` schematizzata a e la collocazione del Ramo Orizzontale popolato dalle stelle in combustione centrale di He nelle popolazioni pi` antiche. u

Il problema della variabilit` stellare ` suscettibile di un approccio moderno e generaliza e zato. Le teorie evolutive ci hanno infatti insegnato come una popolazione stellare al variare dellet` porti le stelle a percorrere progressivamente vaste ma ben determinate porzioni del a diagramma HR. A titolo di esempio, la Fig. 10.2 riporta lo sviluppo in tale diagramma delle isocrone di una popolazione con Z=0.008 e al variare dellet` tra 50 Myr e 4 Gyr. Per diverse a composizioni chimiche varieranno i dettagli delle singole isocrone, lasciando peraltro inalterata il quadro topologico generale. Le strutture teoriche con cui ` popolato il diagramma e sono per imposte condizioni matematiche strutture di equilibrio. Nulla peraltro ci assicura che questo equilibrio sia stabile o meno. Le procedure sico-matematiche per investigare la stabilit` di una struttura stellare, a quale quelle fornite dai calcoli evolutivi, sono concettualmente semplici: abbandonare la condizione di equilibrio scrivendo le equazioni del moto per gli elementi del uido stellare e perturbare la struttura, indagando se la perturbazione tende a smorzarsi (stabilit`) o, al a contrario, ad esaltarsi (instabilit`). Su tale falsariga si sono andati sviluppando nel tempo a calcoli sempre pi` precisi e perfezionati. Dai primi approcci di piccole perturbazioni in u approssimazione lineare, non in grado quindi di seguire il completo sviluppo del fenomeno, si ` passati a formulazioni non lineari progressivamente sempre pi` adeguate a rappresentare la e u fenomenologia della pulsazione. Conseguentemente, in letteratura si trovano ancora risultati di varia adabilit`. A titolo orientativo ricordiamo che le valutazioni teoriche sui periodi a risultano in ogni caso largamente adabili, mentre le valutazioni sui bordi dellinstabilit` e a lampiezza della pulsazione dipendono criticamente dalla adeguatezza dello scenario teorico adottato. Quel che qui interessa ` che sin dalle prime e approssimate valutazione ` emerso che e e esiste nel diagramma HR una striscia di instabilit`, schematizzata in Fig. 10.2, allinerno a della quale tutte le strutture risultano instabili per pulsazioni radiali, cio` per ripetitive e e periodiche variazioni di raggio accompagnate da corrispondenti variaziono di luminosit`. a Risulta innanzitutto che la pulsazione ` un fenomeno che coinvolge essenzialmente solo e gli strati pi` esterni di una struttura. Si comprende cos` la correlazione tra pulsazione e u diagrama HR: la modellistica stellare ci assicura infatti che per ogni assunta composizione

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chimica originaria un punto del diagramma HR determina completamente la struttura degli strati atmosferici e subatmosferici. Lorigine dellinstabilit` risiede principalmente nelle zone di ionizzazione dellidrogeno e a dellelio. Ci` rende anche qualitativamente ragione dellesistenza di una instability strip: o per temperature ecaci minori del limite rosso della strip la ionizzazione ha luogo in una regione densa e adiabatica che non sostiene le pulsazioni. Per temperature maggiori del limite blu, la ionizzazione diviene invece troppo superciale, coinvolgendo una frazione troppo piccola di massa. La pulsazione si instaura cio` quando le zone di ionizzazione si vengono e a trovare abbastanza, ma non troppo, al di sotto dellatmosfera stellare. I meccanismi sici che producono e sostengono linstabilit` risiedono principalmente nella risposta dellopacit` a a radiativa (meccanismo K) e dellesponente adiabatico (meccanismo ) a uttuazioni delle condizioni locali. Poich` il meccanismo della pulsazione ` in ogni caso sotto il controllo della gravit`, ` e e a e inne facile prevedere che allaumentare della gravit` debbano diminuire i periodi. Possiam