G.R.A.V. Gruppo di ricerca astrofotometrico variabilisti.

Ci sono due tipi di stelle variabili: INTRINSECHE (ovvero che cambiano luminosità a causa di una variazione fisica dello stato della stella come una pulsazione, eruzione, contrazione ecc.. ed ESTRINSECHE (cioè che variano la loro luminosità a causa di fattori esterni alla stella come ad esempio una compagna che causa delle eclissi).

Passiamo quindi in rassegna questi tipi di stelle variabili.

Le variabili pulsanti sono stelle che mostrano periodicamente espansioni e contrazioni della loro superficie. Possono avere pulsazioni radiali o non radiali. Le pulsanti radiali mantengono la loro forma sferica durante la pulsazione, mentre le pulsanti non-radiali possono assumere una forma non sferica durante le varie fasi.

Solitamente queste stelle si differenziano tra loro per ampiezza e la velocità di pulsazione, la massa e lo stato evolutivo in cui si trovano.

Le stelle Cefeidi pulsano con un periodo compreso tra 1 e 70 giorni, con una variazione da 0.1 a 2 magnitudini. Sono stelle massicce, hanno una alta luminosità e la loro classe spettrale varia tra F al massimo della luminosità e G o K al minimo. Più tendente al rosso è la classe spettrale più lungo sarà il periodo. Queste stelle hanno una particolare relazione tra periodo e luminosità.

Queste stelle giganti bianche hanno la caratteristica di essere a corto periodo (da 0.05 a 1.2 giorni) e mostrano una classe spettrale A. Sono più vecchie e meno massicce delle Cefeidi. La loro luminosità varia tra 0.3 e 2 magnitudini.

Le RV Tauri sono stelle supergiganti gialle aventi la caratteristica di variare la propria luminosità in maniera particolare. Mostrano, solitamente, due minimi, uno molto profondo seguito da uno poco profondo. Il loro periodo, definito come il tempo intercorso tra due minimi profondi, varia tra i 30 e i 150 giorni. La loro variazione può essere maggiore delle 3 magnitudini. Alcune di queste stelle mostrano delle variazioni nel periodo di pulsazione cicliche da un centinaio a qualche migliaio di giorni. Generalmente sono di tipo spettrale G o K.

Le variabili a lungo periodo sono stelle supergianti o giganti rosse con un periodo compreso tra i 30 e i 1000 giorni. Le loro classi spettrali sono M,R,C o N. Esistono due classi di variabili a lungo periodo: Mira e Semiregolari.

Mira

 Queste stelle giganti rosse variano la loro luminosità in un periodo tra 80 e 1000 giorni. Hanno una variazione luminose superiore alle 2 magnitudini.

Semiregolari

Queste stelle sono delle supergiganti o giganti rosse che mostrano periodi di regolarità con altri di irregolarità della loro pulsazione. Hanno un periodo di pulsazione compreso tra gli 80 e i 1000 giorni con una ampiezza di oltre 2.5 magnitudini.

Queste stelle, come suggerisce anche il nome, mostrano improvvisi cambi di luminosità causati da processi termonucleari che si verificano sulla loro superficie o al loro interno.

queste stelle massicce finiscono la loro vita in una grandissima esplosione che disintegra la stella. Hanno variazioni anche di 20 e oltre magnitudini

Questo sistema di stelle prevede la presenza di una stella nana bianca e una stella della sequenza principale (un po’ più fredda del nostro Sole). Il materiale della stella più massiccia viene attirato dalla nana bianca. Quando questo gas raggiunge un valore critico si innesca un'esplosione che fa guadagnare tra le 7 e le 16 magnitudini al sistema in un periodo tra 1 e qualche centinaio di giorni. Dopo questo improvviso outburst la stella declina la sua magnitudine lentamente fino a tornare alla sua magnitudine iniziale in alcuni anni. Al massimo questo sistema mostra una classe spettrale A o F.

queste stelle sono simili alle novae ma hanno mostrato due o più "piccoli" outburst aventi ampiezza inferiore alla novae.

Le novae nane sono sistemi di stelle formati da una nana rossa e una nana bianca con un disco di accrescimento attorno alla nana bianca. La variazione di luminosità aventi un'ampiezza da 2 a 6 magnitudini è dovuta all'instabilità del disco di accrescimento che forza il materiale a cadere verso la superficie della nana bianca innescando periodicamente delle esplosioni.

Esistono tre sottoclassi di novae nane: U Gem, Z Cam e le SU UMa.

Solitamente questo tipo di stelle hanno una magnitudine stabile ma, in maniera improvvisa, accrescono la loro luminosità. Gli intervalli tra due esplosioni variano tra 30 e 500 giorni e durano dai 5 ai 20 giorni.

Queste stelle sono simili alle U Gem. Mostrano cicliche variazioni di luminosità intervallate da periodi di "standstill" ovvero di quiete. Questi periodi di quiete si stabilizzano all'incirca a 1/3 della variazione luminosa.

Simila anche queste alle U Gem, mostrano due distinti outburst. Il primo è debole e frequente con una durata di 1 o 2 giorni, mentre il secondo, detto "superoutburst" è luminoso, meno frequente e con una durata di 10 o 20 giorni. Durante i superoutburst appaiono delle piccole variazione di luminosità.

Queste stelle sono formate da una stretta coppia di stelle: una gigante rossa e una calda stella blu entrambe avvolte in una nebulosità. Esse mostrano dei semiperiodici outburst tipo novae con ampiezze superiori alle 3 magnitudini.

Queste stelle sono delle supergiganti povere di idrogeno e ricche di carbonio che spendono la maggior parte del tempo alla massima magnitudine. Poi improvvisamente iniziano ad indebolirsi con ampiezze anche di 9 magnitudini per poi tornare gradatamente alla magnitudine iniziale. Hanno classi spettrali F,K o R.

Questo sistema è formato da due stelle che orbitano sullo stesso piano di vista di noi osservatori. Le componenti periodicamente si eclissano creando un diminuzione della luminosità del sistema. La frequenza dell'eclisse dipende dal sistema e dal periodo orbitale delle stelle.

Queste stelle mostrano piccole variazioni di luminosità dovute alla presenza di grandi macchie (simili alle macchie solari) sulla superficie. Spesso sono sistemi doppi.

Materiale tratto da fonte AAVSO.

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