Una stella variabile come dice il nome stesso non ha luminosità costante, ma variabile, occasionale o periodica. Lo studio delle stelle variabili è importante per conoscere l'evoluzione stellare. La maggiore difficoltà è dovuta al gran numero di stelle variabili che devono essere osservate in modo costante: fondamentale in questo tipo di ricerca è il supporto degli astrofili.
Vi sono 2 tipi di stelle variabili:
- le variabili ad eclisse (fotometriche);
- le variabili dovute a fenomeni intrinsechi della stella.
Le variabili ad eclisse hanno una variabilità apparente dovuta all'eclisse di una stella rispetto all'altra. La luminosità delle due stelle è costante (a meno di espulsione di materia di una stella verso l'altra stella "compagna"). Molte stelle che osserviamo sono doppie o multiple: se l'orbita è messa di taglio rispetto alla nostra vista, si ha che la luminosità diminuisce ogni volta che una stella occulta la sua compagna e questa diminuzione è più forte quando è la componente più scura la stella occultante (in questo caso si ha un minimo primario o profondo).
Un esempio famoso di questo tipo di variabile è Algol (Beta Per), la curva di luce di questa stella è rappresentata in questa figura:
Legenda:
1 = minimo profondo;
3 = minimo secondario;
2 e 4 = massimo.
Questo tipo di variabili si divide in pulsanti (se hanno una variazione di luminosità abbastanza regolare in periodi di tempo brevi) ed esplodenti (se diventano più luminose una sola volta e su tempi molto lunghi);
Dopo aver fatto una curva di luce se il tempo trascorso tra due massimi (detto periodo) è costante allora la stella è regolare, viceversa è irregolare.
Le stelle variabili sono classificate in base alla loro stella prototipo cioè saranno della stessa classe quelle che avranno:
- stessa temperatura superficiale;
- stessa tipologia spettrale;
- stessa magnitudine assoluta;
- stessa variazione luminosa tra massimo e minimo;
- periodi uguali.
Cefeidi
Sono stelle variabili pulsanti: la pulsazione indica l'esaurimento dell'idrogeno ed il restringimento del "core"; le pulsazioni sono indotte dall'onda di calore che scalda gli strati superficiali. E' l'inizio della fine di una stella che attraverso varie vicende la porterà a diventare una gigante rossa: è in un periodo di instabilità. Le Cefeidi sono importanti perchè è stata scoperta una relazione periodo-luminosità: più è lungo il periodo, più è alta la luminosità (a parità di distanza). La relazione è:
dove P è il periodo, M è la magnitudine assoluta, b è una costante pari a circa 2,5 e a è un'altra costante prossima a zero. Questa relazione è valida per tutte le Cefeidi. Conoscendo a dalla definizione del periodo P era possibile ottenere la magnitudine assoluta M per tutte le Cefeidi. Se è nota anche la magnitudine visuale m si può calcolare la distanza d con la seguente relazione:
Vi sono vari tipi di Cefeidi:
- Cefeidi classiche;
- Cefeidi W Virginis;
- Cefeidi RR Lyrae.
Le Cefeidi classiche hanno come prototipo la stella Delta della costellazione del Cefeo. Le principali caratteristiche di questo tipo di stelle sono:
- massa 4-10 volte quella solare;
- temperatura superficiale pressochè uguale a quella del Sole (circa 6300°K);
- colore giallo-arancione;
- variazione di luminosità: da 0,5 a circa 2 magnitudini;
- periodo da 1 a 50 giorni;
Le Cefeidi W Virginis hanno come prototipo la stella W nella costellazione della Vergine. Le principali caratteristiche di queste Cefeidi sono:
- un periodo compreso tra 12 e 25 giorni;
- curve di luce meno regolari delle Cefeidi classiche con una lunga permanenza nei pressi del massimo seguita da un rapido declino; ciò si può spiegare ipotizzando che per ogni espansione si staccano degli strati gassosi a forma di nubi sferoidali che ricadono.
Le Cefeidi RR Lyrae che prendono il nome dalla stella RR nella costellazione della Lira, capostipite di questo tipo di Cefeidi hanno curve di luce per ampiezza e forma simili a quelle delle Cefeidi classiche ma con temperatura superficiale più alta e periodo di variazione più corto (da 8 ore a 1 giorno).
Variabili semiregolari (tipo RV Tauri)
Hanno una curva di luce con una doppia salita: dopo aver toccato il massimo declinano verso un minimo superficiale, poi riprendono, risalgono al massimo poi calano verso un minimo profondo da cui riprendono il ciclo. Le principali caratteristiche sono:
- minimi secondari e principali alternati;
- l'ampiezza di luminosità tra un massimo e un minimo è di 1,5-2,5 magnitudini;
- il periodo tra due minimi profondi è varia da 30 a 150 giorni e si riduce della metà tra due massimi o minimi vicini.
Variabili esplondenti
Questo tipo di stelle sono in una fase instabile della loro evoluzione in cui si ha una periodica espulsione degli strati superficiali: rimangono al minimo per molti giorni (da 20 a 100) poi la loro luminosità aumenta improvvisamente oppure restano al massimo per molti giorni e poi diminuiscono di luminosità forse a causa dell'espulsione di polvere opaca dagli strati superficiali. In questo tipo di variabili possiamo distinguere le variabili a flare (brillamenti) che aumentano la luminosità per qualche decina di minuti per l'emissione di particelle cariche di elettricità.