Variabile Cefeide
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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 Cepheis, 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 Magellanno.
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[modifica] Descrizione
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.
[modifica] Uso come candela standard
La relazione tra la luminosità e il periodo di variazione di una stella Cefeide è molto stretta, e siccome il periodo di pulsazione può essere misurato con estrema precisione ciò permette di ottenere la luminosità assoluta della stella che si osserva. Per questo motivo le variabili cefeidi vengono utilizzate come candele standard nella misura delle distanze da più di un secolo. 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 altri metodi.
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. Naturalmente, ci sarà un piccolo errore perché non conosciamo la posizione precisa della variabile Cefeide all'interno dell'ammasso o galassia, ma questo errore è in genere così piccolo da essere irrilevante 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, lo Hubble Space Telescope è riuscito ad identificare alcune Cefeidi nell'ammasso della Vergine, ad una distanza di 60 milioni di anni luce.
[modifica] Note
- Alcune stelle Cefeidi (per esempio la stella Polare) hanno mostrato una riduzione della loro oscillazione in un periodo di alcune decine di anni, e sono ora praticamente costanti.
- Le stelle Cefeidi sono a volte divise in due classi, tipo I e tipo II. Quest'ultimo, composto da stelle di popolazione II, sono in genere chiamate variabili W Virginis, ed hanno un comportamento simile alle Cefeidi classiche.
