Che cos'è una stella variabile?

Dalla più lontana antichità vennero osservate stelle che apparivano bruscamente nel cielo e che sembravano poi scomparire, ma solo nel 1596 Frabricius scoprì la "meravigliosa della Balena" (Mira Ceti). Da allora si intuì che le stelle possono presentare una luminosità variabile periodicamente, come quella di Algol, o irregolarmente come quella di gamma di Cassiopea.

I cataloghi attuali contano circa 30.000 variabili accertate e 9.000 che probabilmente lo sono. La designazione delle stelle variabili viene eseguita per costellazioni. In ogni costellazione le lettere R, S, T,...Z, designano le prime 9 variabili scoperte; poi le lettere vengono raddoppiate; RR, RS... fino a RZ; poi si riprende da AA, fino a QZ, e infine, dopo la 334^a combinazione, si designa la stella con V335, V336,...ecc.

I fenomeni presentati dalle variabili sono caratterizzati da:

- ampiezza della variazione fra un minimo ed un massimo,

- periodo di tempo che passa fra due massimi o due minimi successivi.

Questi due parametri possono essere riprodotti graficamente, tracciando la curva di luce ottenuta col porre in ascisse i tempi (in Giorni Giuliani generalmente) e in ordinate le variazioni di luminosità.

Le variazioni luminose sono spesso accompagnate da variazioni spettrali, che rivelano alcuni fenomeni fisici causa delle variazioni luminose.

Come si classificano le variabili?

I parametri precedenti hanno permesso di classificare le variabili in diversi gruppi, dei quali citiamo qui i principali:

1 Le variabili pulsanti

Le più importanti sono le cefeidi, stelle giganti molto luminose, animate da una sorta di "respirazione" che ne fa aumentare e ridurre il volume con una notevole regolarità. Le variazioni luminose sono comprese fra 0,1 e 2 magnitudini; periodi da 1 a 70 giorni. Le cefeidi, fari dello spazio, sono servite a misurare l'universo galattico perché una semplice relazione mette in rapporto il loro periodo alla loro luminosità, rivelando così la loro distanza. Tipo: d Cefei. Citiamo ancora le RR Lirae, cefeidi a breve periodo che fanno parte di ammassi stellari (variazioni comprese fra 0,05 e 1,2 giorni).

Le Mira formano un gruppo molto importante (più di 6000...) i cui periodi sono compresi fra 80 e 1000 giorni e le variazioni fra 2,5 e 10 magnitudini. Si tratta di giganti rosse a bassa temperatura. Le SR (semi-regolari) sono supergiganti con variazioni di debole ampiezza e con periodi poco regolari.

Quanto alle RV Tauri, le loro curve presentano una doppia ondulazione con alternanza di minimi accentuati e più deboli.

2 Le variabili eruttive

Le loro variazioni sono irregolari e talvolta uniche nella scala umana.

Citiamo, a titolo d'esempio: le variabili nebulari (in Orione e nelle Pleiadi); le UV Ceti, le cui variazioni non durano che qualche minuto e possono raggiungere le 6 magnitudini (flare stars); le RCB (il cui prototipo è la R Coronae Borealis) che brillano normalmente durante anni e poi subiscono un'improvvisa caduta di luminosità; le UG (tipo U Geminorum), a esplosioni ricorrenti, la cui osservazione è una vera suspense poiché possono rimanere invisibili per anni...

A titolo di curiosità citiamo le Z Cam (tipo: Z Camelopardalis), che a volte cessano addirittura di variare...

Le eruttive più impressionanti sono le novae, stelle "temporanee" catastrofiche. In qualche giorno, a volte in qualche ora, la stella aumenta da 12 a 13 magnitudini (fino a 100.000 volte la luminosità iniziale), poi, dopo delle fluttuazioni, si indebolisce, e in vari mesi o anni ritorna alla luminosità originaria, diventando una "post-nova". Prima dell'esplosione, la stella era una nana calda. Ogni anno vengono scoperte diverse novae nel piano galattico, ma ne debbono esistere dieci volte di più nella nostra galassia. Quasi tutte sono doppie ravvicinate e si attribuisce la loro brusca variazione di luminosità all'instabilità accidentale di uno strato superficiale. Gli astrofili hanno dato un loro valido contributo al progresso di queste conoscenze.

Le Supernovae rappresentano il cataclisma supremo nell'ambito stellare. Una fantastica esplosione le fa crescere di 20 magnitudini e più! La Nebulosa del Granchio deriva da un cataclisma stellare di questo genere accaduto improvvisamente nel 1054, secondo le cronache cinesi. Citiamo anche la stella di Tycho Brahe del 1572, visibile in pieno giorno in Cassiopea. Una supernova collassata diviene una stella di neutroni o una pulsar.

Le binarie a eclisse 

In alcuni sistemi binari staccati, le due componenti si possono eclissare reciprocamente. Ne risulta una variazione periodica di luminosità della coppia, soprattutto se una delle componenti è una "compagna" quasi oscura (per esempio Algol).

Le componenti di un tale sistema non sono di luminosità variabile, ma lo studio della fluttuazione totale fornisce informazioni sulle dimensioni delle stelle e anche sulla loro forma.

Come osservare le stelle variabili?

Gli osservatori di professione non possono studiare le migliaia di variabili diverse che bisognerebbe seguire giorno dopo giorno.

La loro osservazione è dunque uno dei rari campi in cui l'astrofilo può fare opera utile con un minimo impegno. Molte variabili sono trascurate dai professionisti e alcuni fenomeni ciclici passano inosservati. Anche le variabili più conosciute (come Mira Ceti) presentano anomalie in rapporto alle modificazioni della loro costituzione fisica: "accidenti di percorso" nella loro curva di luce, che gli amatori possono facilmente scoprire.

Quanto alle eruttive, esse devono essere costantemente sorvegliate. Semplice lavoro di routine.

Studiamo gli elementi dell'osservazione del variabilista.

Scelta delle variabili da osservare

Il principiante deve prima scegliere stelle variabili molto seguite, per verificare le proprie osservazioni in confronto con altri, cosa che gli fornirà delle misure di paragone. egli sceglierà di preferenza variabili di grande ampiezza (vicino alla seconda magnitudine), con periodo superiore a qualche giorno, facili da reperire, ben situate fra stelle di cui si conosce la magnitudine e ripartite su luminosità molto differenti: dunque, a priori, su variabili come Mira, SR, eruttive e RCB, RV Tauri escludendo cefeidi, RR e flare stars.

Strumenti

L'occhio nudo permette già di studiare alcune variabili brillanti ma gli errori sono abbastanza notevoli e queste stelle sono rare o difficili. I binocoli 7 x 50 costituiscono il miglior strumento per riconoscere il campo della variabile. Il telescopio è preferibile al cannocchiale, in considerazione del suo campo più esteso.

Riconoscimento

Bisogna possedere una carta a grande campo, contenente le stelle visibili col binocolo. Il principiante immaginerà uno "schema di progressione" da una stella all'altra in modo da arrivare alla variabile attraverso una sorta di itinerario geometrico. Questa operazione è realizzabile con un buon cercatore.

Quando la regione della variabile è riconosciuta, ma non lo è ancora la variabile stessa, bisogna cercare, con una carta a campo più ridotto e a più ridotta scala, fino a trovare la variabile da sorvegliare. Molto spesso la variabile sfugge a lungo all'osservatore per la sua luminosità debole (al di sotto dell'ottava magnitudine).

Valutazione della luminosità

Ecco il vero lavoro del “variabilista”. Il metodo più semplice consiste nel trovare due stelle dello stesso campo che presentino una luminosità poco più grande (stella A) e una poco più debole (stella B), permettendo di scrivere  A > V > B (essendo V la stella variabile).

Provate poi a determinare quanti gradi (da 0 a 5) separano queste due stelle, ammettendo che la differenza di un grado corrisponde a una differenza di luminosità quasi impercettibile; 2 gradi a un apprezzamento più sicuro della differenza, mentre se questa appare più decisa, conterete 3 gradi, e così via… Arriverete alla fine a delle notazioni del genere: A (3), V (4) B, o A (1) V (2) B, o A = V.

Se non conoscete la magnitudine reale di A e B, potrete, ciononostante, tracciare una curva delle vostre osservazioni. Se invece la conoscete, è semplice, con una proporzione, calcolare la magnitudine di V.

Esempio: data la stima A (2) V (4) B, con le magnitudini:

A = 6,8 e B =8

B –A = 1,2

e V = 6,8 + 2 x 1,2 / 2 + 4 = 7,2

Per facilitare la registrazione delle vostre osservazioni, annotate in colonne i seguenti elementi: data, ora in T.U., nome della variabile, strumento utilizzato (apertura e ingrandimento), magnitudine stimata arrotondata al decimo, qualità della misura (sicura, media o dubbia), e infine condizioni del cielo (coefficiente da 1 a 3). La data e l’ora si registrano abitualmente con le ultime tre cifre del giorno giuliano seguito da un decimale (esempio: 945,6).

La più piccola variazione di magnitudine stimabile è di 0,1 per un osservatore allenato e più spesso da 0,2 a 0,5 in funzione di diversi fattori (colore, difficile osservabilità della stella…)

L’estrapolazione a partire da una sola stella di confronto è molto meno sicura.

Un osservatore molto esperto può effettuare anche 25 o 30 confronti in una serata di osservazioni, questo gli permette di sorvegliare al massimo da 80 a 100 stelle contemporaneamente:  due osservazioni settimanali possono essere sufficienti per ciascun oggetto considerato, quando si tratti di variabili a lungo periodo. Con molta abitudine, si può anche fare a meno delle carte! Spesso è utile rendere le immagini stellari un pò sfocate modificando leggermente la messa a fuoco, fino a ottenere dei piccoli dischi di differente luminosità. Apprezzerete meglio le differenze di luminosità su superfici apparenti più estese.