Stelle variabili

Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddette variabili intrinseche possono essere suddivise in tre categorie principali:

1. Variabili pulsanti. Durante la loro evoluzione, alcune stelle passano attraverso delle fasi di instabilità durante le quali vanno incontro a pulsazioni regolari. Le variabili pulsanti variano oltre che nella luminosità anche nelle dimensioni, espandendosi e contraendosi in un arco di tempo che varia da alcuni minuti sino ad alcuni anni, a seconda delle dimensioni della stella. In questa categoria rientrano le Cefeidi, usate come candele standard per misurare le distanze intergalattiche, e altre variabili simili a breve periodo (RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del tipo Mira.
2. Variabili eruttive. Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da flare o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo. A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
3. Variabili cataclismiche o esplosive. Le variabili cataclismiche, come dice il nome stesso, sono soggette a degli eventi cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie; questa classe comprende le novae e le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da una gigante rossa e da una nana bianca, posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come le novae e le supernovae di tipo Ia. La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar. A questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l’energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. L’improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d’urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi. Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche. Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l’esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar. La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all’evento. Alcune novae sono ricorrenti, cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità.

Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di variabili estrinseche. Appartengono a questa classe le binarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie. Un esempio lampante di binaria a eclisse è Algol, che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.