Le stelle pulsanti sono stelle caratterizzate da moti dinamici su grande scala in genere periodici e sono un sottoinsieme della più ampia classe delle stelle variabili intrinseche, ovvero delle stelle la cui variabilità è determinata da cause interne alla loro struttura. Il caso più semplice è quello di un moto puramente radiale in cui la stella mantiene una forma sferica durante tutto il ciclo di pulsazione variando semplicemente il suo volume. Alle variazioni di dimensioni si accompagnano variazioni della luminosità che vanno da un limite inferiore, imposto dai mezzi di osservazione, fino a qualche magnitudine, con tempi caratteristici che vanno da qualche ora ad un centinaio di giorni.
Scienza
La prima variabile intrinseca scoperta fu una stella in Cetus, battezzata Mira Ceti (Fabricius 1596), il cui periodo di circa 11 mesi (stabilito definitivamente intorno al 1660) permise di identificarla con il primo membro del gruppo, tuttora chiamato, delle “variabili a lungo periodo“.
Variazioni temporali di magnitudine in diverse bande fotometriche per una tipica Cefeide della nostra galassia
Nel 1784 Goodricke scoprì le variazioni uminose di delta Cephei, da cui ha preso il nome la classe delle variabili Cefeidi, stelle massicce di popolazione I (popolazione giovane) in fase di combustione centrale dell’elio. Le stelle variabili man mano scoperte venivano catalogate e con l’avvento della fotografia stellare, verso la fine del diciannovesimo secolo, il numero di oggetti identificati salì rapidamente fino a superare il migliaio.
Intorno al 1900, grazie alla tecnica fotografica, Bailey scoprì numerose stelle variabili a corto periodo in ammassi globulari. Queste furono chiamate RR Lyrae dal nome del primo membro di questa classe scoperto nel campo da Mrs. W. P. Fleming nel 1901. Le RR Lyrae sono stelle di popolazione II (popolazione vecchia), poco massicce, in fase di combustione centrale dell’elio. Bailey, studiando le proprietà di queste variabili nel piano periodo-ampiezza, identificò due gruppi (le RRab e le RRc) che poi la teoria delle pulsazioni ha spiegato in termini di pulsazione nel modo fondamentale e nel primo sopratono. Ma il primo importante successo della fotografia stellareapplicata alle variabili fu quello ottenuto da Miss Leavitt (1912) che, osservando le Cefeidi delle Nubi di Magellano, scoprì la relazione periodo-luminosità destinata a divenire la base di una scala assoluta delle distanze galattiche ed extragalattiche.
Posizione nel diagramma HR delle più note classi di stelle variabili pulsanti. Le linee rappresentano il luogo dei punti ad età e composizione chimica fissata (isocrone) al variare della massa. In particolare in rosso riportiamo l’isocrona per una popolazione vecchia (pop II, dell’ordine di 10 miliardi di anni), in azzurro l’isocrona per una popolazione di 100 milioni di anni ed in nero l’isocrona di una popolazione di pochi milioni di anni (entrambe assimilabili a pop I)
Tra le altre categorie di stelle pulsanti, identificate successivamente, ricordiamo le delta scuti (popolazione I, e leSX Phoenicis (popolazione II), le Cefeidi di tipo II (stelle di popolazione II identificate come W Vir e BL Her), con massa più piccola e luminosità più alta delle RR Lyrae, e le Cefeidi Anomale (stelle di Popolazione II, AC), che costituiscono il solo tipo di variabili luminose (più luminose delle RR Lyrae) presenti nelle galassie sferoidali nane e la cui natura è ancora dibattuta.
Tutte queste classi di stelle pulsanti occupano una regione bendefinita nel diagramma di Hertzsprung-Russell (HR), che riporta le luminosità (o le magnitudini) stellari in funzione della loro temperatura (o del colore). Tale regione copre un intervallo di temperature, tagliando quasi verticalmente il diagramma HR ed è detta striscia di instabilità.
Il fatto che tutte queste classi siano localizzate, anche se a livelli di luminosità diversi, nella stessa striscia ha suggerito in passato che il meccanismo responsabile della variabilità fosse lo stesso per tutte. Le stelle pulsanti più studiate sono comunque le Cefeidi classiche e le RR Lyrae. Le prime grazie alla già citata relazione PL e alla relazione PLC (periodo-luminosità-colore), introdotta da Sandage e Tammann (1969) per tener conto della larghezza in temperatura della striscia di instabilità, rivestono un ruolo determinante per la calibrazione degli indicatori secondari di distanza e quindi per la determinazione della costante di Hubble Ho.
Le relazioni PL in sette bande fotometriche (BVRIJHK) per le Nubi di Magellano (Madore & Freedman, 1991)
Le seconde sono “traccianti” delle proprietà chimiche e dinamiche delle popolazioni stellari vecchie nella Galassia e nelle galassie vicine e, grazie al loro ristretto intervallo di luminosità, sono usate come candele campione per la determinazione delle distanze degli ammassi globulari, del centro della Galassia e di sistemi vicini del Gruppo Locale.
Da un punto di vista teorico l’idea che la variabilità stellare possa essere dovuta a espansioni e contrazioni periodiche o cicliche risale al lavoro di Shapley (1914) e trova il suo fondamento matematico con Eddington (1918). Successivamente i modelli di pulsazione hanno conosciuto un notevole sviluppo e dettagli sull’argomento possono essere trovati nelle pagine degli approfondimenti. Ricordiamo soltanto che la teoria delle pulsazioni stellari consente di determinare relazioni analitiche tra parametri pulsazionali (periodi e ampiezze dell’oscillazione) e parametri evolutivi stellari (luminosità, massa, temperatura). Il confronto con le osservazioni consente quindi di stimare le proprietà intrinseche delle stelle con importanti ripercussioni sui problemi legati alla misura delle distanze e allo studio delle popolazioni stellari. Inoltre tale confronto consente di verificare le assunzioni e i risultati della teoria dell’evoluzione stellare.
Ricerca
Un gruppo di ricercatori dell’OAC è impegnato in un progetto dedicato allo studio delle popolazioni stellari e delle stelle variabili in ambienti sia galattici che extragalattici, e all’interpretazione dei comportamenti osservati alla luce delle predizioni di accurati modelli di evoluzione e pulsazione stellare. Dai confronti teoria-osservazioni è infatti possibile ricavare informazioni di cruciale importanza sia per la comprensione della struttura e dell’evoluzione stellare che per il problema della storia di formazione ed evoluzione delle galassie. Queste ricerche sono inoltre strettamente connesse al problema della scala delle distanze cosmiche (vedere parte sulle distenza extragalattiche nell’ambito di Fisica delle galassie e cosmologia)
Nell’ambito di queste tematiche sono in programma due progetti sul tempo garantito VST dell’INAF-OAC (STREGA@VST, P.I.: M. Marconi, STEP@VST, P.I.: V. Ripepi) e vari “additional programs” per il satellite COROT. Alcuni ricercatori sono anche coinvolti nella coordination unit 7 (CU7) per lo studio della variabilità stellare con GAIA.
Le principali ricerche in corso riguardano:
- il fitting teorico delle curve di luce e velocità radiale di variabili RR Lyrae, Cefeidi e delta Scuti nella Galassia e nelle Nubi di Magellano, per stimare le distanze e i parametri stellari intrinseci;
- lo studio della variabilità stellare nelle galassie appena scoperte Bootes e CVn, in Ursa Minor e nell’ammasso globulare Galattico NGC2419 per ricavare informazioni sui meccanismi di formazione ed evoluzione di questi sistemi;
- analisi dei campi del Capodimonte Deep Field mediante un modello per conteggi stellari, per ricavare informazioni sui meccanismi di formazione ed evoluzione della Via Lattea
- studio sia osservativo che teorico della pulsazione stellare in stelle giovani di massa intermedia e in nane brune giovani per ricavare informazioni sulla struttura e sullo stato evolutivo di questi oggetti
- costruzione di uno scenario teorico per le Cefeidi di popolazione II;
- studio teorico degli errori sistematici sulla scala delle distanze delle Cefeidi Classiche e delle RR Lyrae e sulla calibrazione di indicatori di distanza secondari: ripercussioni sulla nostra conoscenza della scala delle distanze extragalattiche;
- preparazione di due proposte stellari per il Capodimonte VST GTO, riguardanti lo studio della struttura ed evoluzione della Galassia (STREGA@VST) e lo studio delle proprietà delle popolazioni stellari e delle variabili pulsanti nella Piccola Nube di Magellano e nel bridge verso la Grande Nube (STEP@VST). Nell’ambito della prima abbiamo messo a punto uno scenario teorico per le variabili RR Lyrae nei filtri SDSS.