Sono stelle che possiedono una intrinseca variazione di luminosità nel tempo. Variabili Intrinseche subiscono effettivamente variazioni di luminosità non.

Presentazione sul tema: "Sono stelle che possiedono una intrinseca variazione di luminosità nel tempo. Variabili Intrinseche subiscono effettivamente variazioni di luminosità non."— Transcript della presentazione:

1 Sono stelle che possiedono una intrinseca variazione di luminosità nel tempo. Variabili Intrinseche subiscono effettivamente variazioni di luminosità non dovute ad altri corpi ma dovute: al continuo ciclo di espansione- compressione degli strati più esterni o ai fenomeni eruttivi superficiali altamente energetici che espellono materia. Variabili Estrinseche Le variazioni sono dovute a fattori esterni (stelle doppie o multiple)

2 Variabile MiraVariabile Cefeide Variabile RR Lyrae Variabile Alpha Cygni Variabile S Doradus Variabile semiregolare Stella a brillamento Variabile eruttiva Variabile cataclismica Classificazione Variabili intrinseche

3 Mira (Omicron Ceti), nel 1997 osservata dal Telescopio Spaziale Hubble. Sono una classe di stelle variabili pulsanti, caratterizzate da colore rosso, periodo di pulsazione più lungo di 100 giorni, ampiezze di pulsazione maggiori di una magnitudine. Prendono il nome dalla stella Mira la prima variabile di questo tipo scoperta. Sono stelle giganti rosse, nelle ultime fasi dell'evoluzione stellare, che entro pochi milioni di anni espelleranno i loro strati esterni come nebulose planetarie, e diventeranno nane bianche. VARIABILE MIRA

4 E’ in genere una stella gigante gialla, giovane e di massa intermedia, che pulsa regolarmente espandendosi e contraendosi, mutando così la sua luminosità in un ciclo estremamente regolare. VARIABILE CEFEIDE

5 Successive osservazioni hanno individuato stelle cefeidi in altre galassie, in primis nelle due nubi di Magellano. Il nome di questa classe di stelle deriva da δ Cephei, la prima variabile di questo tipo osservata nella nostra galassia. δ Cephei VARIABILE CEFEIDE

6 La temperatura superficiale oscilla tra 5400 e 6800 kelvin. Il diametro di δ Cep è di 15 volte il sole e il suo periodo di pulsazioni avviene in 5 giorni 8 ore 47 minuti e 31 secondi. VARIABILE CEFEIDE

7 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. 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. VARIABILE CEFEIDE

8 Le cefeidi servono da Candela standard. 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. 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. La caratteristica peculiare delle cefeidi sta nel fatto che c'è un rapporto diretto tra la loro luminosità e il periodo di variabilità. VARIABILE CEFEIDE

9 Utilizzando la relazione periodo luminosità si può dunque dedurre la luminosità assoluta di una data cefeide. E paragonando luminosità assoluta e luminosità apparente, si riesce a calcolarne la distanza. In tal modo le cefeidi sono molto utili per stimare, ad esempio, la distanza che ci separa da una galassia, almeno per quelle più vicine. La Polare e' una Cefeide con periodo di 4 giorni e una variazione apparente della magnitudine media da 2.5 a 2.6. Si trova in un sistema ternario. Illustrazione: © Nasa/Esa. VARIABILE CEFEIDE

10 Si tratta di stelle piccole e vecchie, che hanno un periodo molto breve dalle 5 alle 15 ore. Hanno bassa luminosità. Vengono utilizzate come candele standard solo per gli ammassi globulari. Prendono il nome dal prototipo della categoria, la stella variabile RR Lyrae. VARIABILE RR Lyrae

11 Una variabile Alfa Cygni è una stella variabile che, senza pulsazioni, varia di pochi decimi o centesimi di magnitudine, ma in tempi pari a settimane o mesi. VARIABILE Alfa Cygni La prima stella individuata di questo tipo, Deneb (Alfa Cygni), varia tra magnitudine 1,21 e 1,29 in 2 mesi. Si tratta in genere di supergiganti blu di classe B o A.

12 E’ una luminosissima stella ipergigante, di classe spettrale O o B, caratterizzata da lenti cambiamenti nella propria luminosità, ma talvolta anche da violente esplosioni. Possiede una massa estremamente elevata, fino a 150 volte quella solare. S Doradus (il prototipo) è la stella più luminosa della Grande Nube di Magellano, una galassia satellite della Via Lattea. VARIABILE S Doradus

13 l'impetuoso vento che scaturisce da queste stelle è il principale responsabile della loro enorme perdita di massa. Un esempio di Variabile S Doradus: Eta Carinae VARIABILE S Doradus A causa di quest'enorme massa bruciano molto rapidamente il proprio combustibile nucleare, nell'arco di circa un milione di anni; Sono stelle di grandissima massa, che perdono gran parte della loro massa per poi evolvere in stelle di Wolf-Rayet, prima di esplodere come supernovae.

14 VARIABILE ERUTTIVE La luminosità delle variabili eruttive varia a causa di processi violenti che avvengono nelle loro cromosfera e corone solari. Tale variazione di luminosità è causata da un'eruzione, cioè una forte dilatazione, che in alcuni casi (se l'eruzione è di particolare entità) può provocare la liberazione degli strati più esterni della stella, nello spazio circostante. Rappresentazione artistica di EV Lacertae, una stella a brillamento nella costellazione della Lucertola.

15 VARIABILE ERUTTIVE Stelle FU Orionis, Stelle Herbig Ae/BeStelle Gamma Cassiopeiae Stelle T TauriStelle a brillamento o flare stars) Stella di Wolf-Rayet Sono una classe di stelle che include vari tipi di stelle variabili.

16 UV Ceti è un esempio estremo di stella variabile a brillamento in grado di aumentare la luminosità di cinque volte in meno di un minuto, per poi tornare in due o tre minuti alla luminosità normale, oppure variare improvvisamente di nuovo dopo diverse ore. VARIABILE ERUTTIVE

17 In una stella a brillamento (flare star) avvengono improvvisi e giganteschi aumenti di luminosità della durata di pochi minuti o di qualche ora. Lo splendore aumenta in tutto lo spettro, dai raggi X alle onde radio. Le flare stars sono generalmente nane rosse, (forse anche le nane brune). Si crede che i brillamenti delle stelle a flare siano analoghi ai brillamenti solari. A causa della loro debole luminosità,si trovano nel raggio di appena 60 anni luce. Sono stelle a brillamento Proxima Centauri, Wolf 359 e la stella di Barnard VARIABILE ERUTTIVE

18 Gamma Cassiopeiae ruota molto velocemente all'equatore e disperde dalla sua superficie grandi quantità di materia che va a formare un disco di materiale attorno alla stella. Sono in genere giganti blu con veloci pulsazioni di pochi decimi di magnitudine (da 0,7 a 1,4 magnitudini).

19 VARIABILE ERUTTIVE Rappresentazione artistica di una stella T Tauri circondata da un disco protoplanetario. E’ una stella nei primi stadi della propria evoluzione. Le T Tauri sono molto giovani e sembra che la maggior parte della loro energia derivi dal collasso gravitazionale, non dalle reazioni di fusione nucleare. Circa la metà delle stelle T Tauri hanno dei dischi circumstellari, che potrebbero essere il residuo della nebulosa da cui si sono formate, e che potrebbe dare origine a dei pianeti. La maggior parte sono anche stelle binarie.

20 Hanno campi magnetici estremamente intensi, che attraggono i gas vicini risucchiandoli lungo le linee di campo, provocando massicci brillamenti ed estese macchie sulla loro superficie. Hanno inoltre emissioni di raggi X e radio intense e variabili, circa 1000 volte superiori a quelle del Sole. Molte hanno venti stellari estremamente potenti. VARIABILE ERUTTIVE Campo magnetico di T Tauri

21 FU Orionis VARIABILE ERUTTIVE Si tratta di improvvisi trasferimenti di materia da un disco di accrescimento in una giovane e poco massiccia stella T Tauri. Sono una classe di stelle pre- sequenza principale, mostrano un grosso cambiamento nel tipo spettrale e nella magnitudine apparente. Un esempio è V1057 Cygni, che diventa più luminosa di 6 magnitudini e varia dal tipo spettrale K all'F.

22 VARIABILE ERUTTIVE Stella di classe O mostra dei venti stellari molto forti, con velocità superiori a 2000 km/s, e caratterizzati da una forte emissione di polveri. Si ritiene che concluderà la propria esistenza esplodendo come supernova o collasserà in un buco nero con un potente gamma ray burst (GRB o lampi gamma).

23 VARIABILE ERUTTIVE estremamente giovane (<10 milioni di anni). classe spettrale A e B. in uno stadio avanzato di formazione, ma non ha ancora raggiunto la sequenza principale (non si è ancora innescata completamente la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo). Nel diagramma HR sono collocate a destra della sequenza principale.

24 VARIABILE ERUTTIVE. Queste giovani stelle sono ancora avvolte nelle nubi da cui sono nate, e sono molto probabilmente circondate da dischi protoplanetari. Nel loro spettro dominano le linee di emissione dell'idrogeno e del calcio. La loro massa si aggira sulle 2-8 masse solari.

25 VARIABILE CATACLISMATICA Consistono in un sistema binario in cui una componente è una nana bianca, mentre l'altra è una stella normale che cede gas alla compagna. Sono chiamate anche stelle U Geminorum, a partire dal nome della stella prototipo).

26 La compagna della nana bianca è normalmente una nana rossa, anche se in alcuni casi si tratta di un'altra nana bianca o di una stella moderatamente evoluta (subgigante). Si conoscono ad oggi diverse centinaia di variabili cataclismiche. VARIABILE CATACLISMATICA

27 Il nome cataclisma deriva dal fatto che la variabilità dipende rapidi cambiamenti, esplosioni termonucleari e altri comportamenti estremi che si originano nel disco di accrescimento che circonda la nana bianca che assume materia dalla compagna. Normalmente, la magnitudine apparente complessiva del sistema varia tra 14,0 e 15,1; tuttavia, in corrispondenza delle esplosioni, il sistema diviene centinaia di volte più luminoso, raggiungendo la nona magnitudine. VARIABILE CATACLISMATICA Il periodo è però altamente irregolare e varia tra 62 e 257 giorni.

28 VARIABILE SEMIREGOLARE Sono stelle giganti rosse o stelle supergiganti con cambiamenti di luminosità leggeri e più o meno regolari, accompagnati o a volte interrotti da varie irregolarità. I periodi di variabilità vanno da 20 a più di 2000 giorni, mentre la forma della curva di luce può cambiare da ciclo a ciclo. Il cambiamento di variabilità può andare da pochi centesimi di magnitudine ad alcune magnitudini. Betelgeuse