Estrella variable

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando la colección poética de Vittorio Sereni, consulte Estrella variable (colección poética) .
La imagen muestra la expansión del eco luminoso de la estrella variable de tipo explosivo V838 Monocerotis .

Una estrella variable es una estrella cuyo brillo aparente cambia con el tiempo. Pueden mostrar variaciones que van desde unas milésimas de magnitud hasta veinte magnitudes en períodos que van desde fracciones de segundo hasta años [1] . La variación puede ser causada por un cambio real en el brillo emitido o por un cambio en la cantidad de radiación que llega a la Tierra ; en consecuencia, las estrellas variables se dividen en:

  • Variables intrínsecas cuyo brillo realmente cambia, por ejemplo debido a cambios en el tamaño de la estrella.
  • Variables extrínsecas cuyo aparente cambio de brillo se debe a la diferente cantidad de radiación que llega a la Tierra, por ejemplo debido a una compañera que orbita la estrella y en ocasiones la eclipsa .

Muchas estrellas, quizás la mayoría de ellas, cambian de brillo con el tiempo. El Sol no es una excepción: su brillo varía en un 0,1% durante su ciclo de 11 años [2] .

Descubrimiento

La estrella Mira , la primera variable en ser descubierta, observada por el Telescopio Espacial Hubble .

La primera estrella variable en ser reconocida como tal fue ο Ceti (más tarde llamada Mira ): en 1638, Johannes Holwarda notó que variaba su brillo durante un período de 11 meses. La estrella fue descrita previamente como una nova por David Fabricius en 1596 . El descubrimiento de la variabilidad de ο Ceti y las supernovas observadas en 1572 y 1604 convencieron a los astrónomos de que el cielo estrellado no era algo eternamente invariable, como habían creído Aristóteles y otros filósofos antiguos, y contribuyó a la revolución del conocimiento astronómico de los siglos XVI y XVII [3 ] .

La segunda estrella variable que se descubrió fue la variable eclipsante Algol , observada por Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784 . χ Cygni fue identificada como variable por G. Kirch en 1686 , luego fue el turno de R Hydrae en 1704 gracias a GD Maraldi . En 1786, se conocían 12 variables, incluidas δ Cephei y β Lyrae , descubiertas por John Goodricke en 1784 . A partir de la década de 1850, el número de variables conocidas comenzó a crecer más rápidamente y el ritmo de descubrimiento aumentó aún más después de 1890 , cuando fue posible identificar las variables mediante la fotografía [3] .

La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables [4] enumera unas 46.000 estrellas variables de nuestra galaxia , unas 10.000 de otras galaxias y más de 10.000 variables sospechosas.

La observación de estrellas variables

Las estrellas variables se analizan generalmente mediante técnicas fotométricas , espectrofotométricas y espectroscópicas . Las mediciones de sus cambios fotométricos se pueden utilizar para trazar la curva de luz , que muestra la tendencia en la cantidad de radiación emitida por la estrella a lo largo del tiempo. La curva de luz permite establecer para variables regulares, el período de las variaciones y su amplitud [5] ; sin embargo, para muchas estrellas, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo o incluso de un período a otro. Los picos de brillo se conocen como máximos , mientras que los valles de la curva se denominan mínimos [6] .

Curva de luz de una estrella variable.

De la curva de luz es posible derivar la siguiente información [6] :

  • la existencia o no de una periodicidad o una semi- periodicidad en las variaciones
  • ¿Cuál es el período de fluctuación si el cambio es periódico?
  • cuál es la forma de la curva, es decir, si es simétrica o no, si es angular o suave, si cada ciclo tiene uno o más mínimos, etc.

En cambio, la siguiente información se puede derivar del espectro :

  • cuál es la temperatura superficial de la estrella y su clasificación
  • si es una estrella simple o una estrella binaria (generalmente es posible separar el espectro de los dos componentes, si la estrella es binaria)
  • si el espectro cambia con el tiempo (por ejemplo, la temperatura de la superficie de la estrella puede variar periódicamente con el tiempo)
  • si los cambios de brillo ocurren solo en regiones particulares del espectro (por ejemplo, pueden ocurrir grandes variaciones de brillo en la banda visible , pero casi ninguna variación en el infrarrojo )
  • si el espectro se desplaza hacia el rojo o el azul debido a la expansión periódica y al colapso de la estrella o debido a su rotación o debido a la presencia de gas en expansión alrededor de la estrella
  • el espectro puede revelar la presencia de fuertes campos magnéticos
  • La presencia en el espectro de líneas anormales de absorción o emisión puede indicar que la estrella tiene una atmósfera particularmente caliente o que está rodeada por nubes de gas.

Combinando la información derivada de las curvas de luz con la derivada de los espectros, es posible hacer suposiciones sobre las causas de los cambios de brillo que se producen en las variables. Por ejemplo, si observamos que el espectro de la estrella se mueve hacia el rojo y hacia el azul con la misma frecuencia con la que ocurren los cambios de brillo, podemos deducir que la estrella pulsa y que estas pulsaciones son la causa de su variabilidad [7] .

En casos muy raros es posible obtener imágenes de la superficie estelar que pueden revelar la presencia de manchas , debido a cambios de brillo.

Los astrónomos no profesionales pueden hacer una contribución importante al estudio de las estrellas variables comparando el brillo de una variable con el de otras estrellas que se encuentran en el mismo campo telescópico y que han sido reconocidas como no variables. Al estimar las variaciones de brillo a lo largo del tiempo, es posible construir la curva de luz de la variable. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) recopila las observaciones de astrónomos no profesionales en estrellas variables y las pone a disposición de la comunidad científica [8] .

Nomenclatura de estrellas variables

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Nomenclatura de estrellas variables .

A las primeras estrellas variables descubiertas en una constelación se les asignan las letras R a Z, por ejemplo R Coronae Borealis . Esta nomenclatura existe desde que Friedrich W. Argelander (1799-1875) asignó la letra R, la primera letra no utilizada de la nomenclatura de Bayer en su constelación, a una estrella variable aún sin nombre. Las letras RR a RZ, SS a SZ, TS a TZ y así sucesivamente hasta ZZ se utilizan para variables descubiertas posteriormente, como RR Lyrae . Luego procedemos a utilizar las letras de AA a AZ, de BB a BZ, y así sucesivamente hasta QZ (omitiendo la J). Si se agotan estas 334 combinaciones, a las variables descubiertas posteriormente se les asignan las abreviaturas V335, V336, V337 y así sucesivamente [9] .

Clasificación

Las estrellas variables se pueden dividir en dos grandes clases: variables intrínsecas y variables extrínsecas [10] :

  • En las variables intrínsecas, la variabilidad es causada por cambios físicos de la estrella. Se dividen en tres subgrupos principales:
  • En las variables extrínsecas, la variabilidad no está provocada por cambios físicos en la estrella, sino por otros factores, como los eclipses o la rotación estelar . Se dividen en dos subgrupos principales:
    • Variables de eclipse , estrellas binarias que, vistas desde la Tierra, se eclipsan entre sí durante su movimiento orbital .
    • Variables rotativas , en las que la variabilidad está provocada por la rotación de la estrella sobre sí misma. Por ejemplo, las estrellas que tienen manchas extensas, que afectan el brillo de la estrella, o las estrellas que, debido a la alta velocidad de rotación, adquieren una forma elipsoidal .

Estos subgrupos son a su vez divisibles en tipos más específicos, que generalmente reciben el nombre de su prototipo. Por ejemplo, las nueve enanas se denominan variables U Geminorum , comenzando con la primera estrella de este tipo que ha sido reconocida: U Geminorum .

Estrellas variables intrínsecas

La posición de algunas variables intrínsecas en el diagrama HR .

Como se mencionó, los principales subgrupos de variables intrínsecas son las pulsantes, eruptivas y cataclismáticas.

Estrellas de botón

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Botón estrella variable .

Una estrella pulsante es una estrella que se expande y disminuye rítmicamente su radio. La pulsación se produce principalmente en períodos regulares, pero a veces en períodos semirregulares o, más raramente, de forma irregular. Con la modificación del tamaño del radio, la magnitud y el espectro de la estrella generalmente también cambian [11] . Los tipos más importantes de variables pulsantes son los siguientes:

Cefeidas y otras estrellas pulsantes

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Cefeida .

Este grupo de variables incluye muchos tipos de estrellas pulsantes que se expanden y contraen de forma regular. En la década de 1930, Eddington escribió las ecuaciones matemáticas que describen las inestabilidades subyacentes a las pulsaciones estelares. El tipo de inestabilidad más común está relacionado con los diferentes grados de ionización del gas en las capas convectivas superficiales de la estrella. Supongamos que estas capas, debido a la fuerza de la gravedad, se precipitan hacia el interior del cuerpo celeste; en consecuencia, se comprimen y calientan aumentando el grado de ionización de los gases que los componen. Como resultado, se vuelven más opacos a la radiación proveniente del interior de la estrella, que por lo tanto es capturada por el gas, produciendo un aumento adicional de temperatura. Cuando este alcanza un cierto nivel, la capa comienza a expandirse provocando que disminuya. Esto a su vez produce una disminución en el grado de ionización y, en consecuencia, en la opacidad del gas; esto da como resultado una mayor liberación de la radiación proveniente del interior de la estrella, con la consiguiente disminución adicional de la temperatura. En este punto, las capas externas son nuevamente atraídas hacia el centro de la estrella por la fuerza de la gravedad y el ciclo comienza de nuevo. Este mecanismo subyacente a las pulsaciones se denomina " mecanismo κ " [12] [13] .

Arthur Stanley Eddington , el descubridor del mecanismo κ .

En las cefeidas, el mecanismo κ se produce por ionización del helio . En una estrella normal de clase A , F o G , el helio es neutro en la fotosfera estelar. Justo debajo de la fotosfera , a temperaturas de aproximadamente 25.000-30.000 K , comienza la capa de helio II (helio monoiónico), mientras que la segunda ionización del helio se produce a temperaturas de 35.000-50.000 K. El helio III (doblemente ionizado) tiene una mayor opacidad. que el helio II. Cuando la estrella se contrae, la temperatura del helio II aumenta y esto provoca la pérdida de un electrón y su transformación en helio III. Dada su mayor opacidad esto produce un mayor aumento de temperatura. A medida que la estrella se expande y se enfría como resultado de este aumento de temperatura, el helio III se recombina en helio II, que es ópticamente más tenue y, por lo tanto, se enfría más rápidamente. Cuando la estrella se contrae nuevamente, la temperatura aumenta y el helio II pierde un electrón, convirtiéndose nuevamente en helio III y comenzando nuevamente el ciclo [14] .

Las cefeidas ocupan la denominada franja de inestabilidad en el diagrama HR, una parte del diagrama que cruza la secuencia principal en la región entre las estrellas de clase A y clase F (1-2 M ) y se extiende casi verticalmente (ligeramente inclinada hacia la derecha). hacia las estrellas más brillantes [15] .

Generalmente en cada uno de los subgrupos de las cefeidas existe una relación fija entre el período de variación y la magnitud absoluta de la estrella y entre el período y la densidad media. La relación período-luminosidad de las cefeidas fue notada por primera vez por Henrietta Swan Leavitt en 1908 [16] .

Las cefeidas se dividen a su vez en subgrupos. Las más importantes son: las variables cefeidas clásicas , las cefeidas tipo II (o W Virginis ), las variables RR Lyrae , las variables Delta Scuti y las variables SX Phoenicis .

Las cefeidas clásicas son estrellas gigantes o supergigantes amarillas de clase espectral F6-K2 y de población I [17] que pulsan con mucha regularidad con períodos que van desde días a meses. Se trata de estrellas con una masa de 4 a 20 veces la del Sol [18] y una luminosidad de hasta 100.000 veces la del Sol [19] .

El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott observó por primera vez la variabilidad de η Aquilae , la primera de las variables cefeidas que se descubrió. Sin embargo, el prototipo de las cefeidas clásicas es δ Cephei , reconocida como variable por John Goodricke unos meses más tarde [20] .

La posición de la banda de pandeo del diagrama HR .

Las cefades son de fundamental importancia en astronomía porque se utilizan como velas estándar . De hecho, su brillo absoluto está relacionado con su período de variación, aunque también influye la metalicidad de la estrella. En particular, cuanto más largo sea el período de pulsación, más brillante será la estrella. Una vez establecida con cierta precisión esta relación entre período y luminosidad, dado el período de variación de la estrella, se puede obtener su luminosidad absoluta. Dado esto y dada la magnitud aparente de la estrella, su distancia se calcula fácilmente [16] .

Las observaciones de las variables Cefeidas permitieron determinar las distancias entre las galaxias dentro del Grupo Local . Edwin Hubble los usó para mostrar que las llamadas nebulosas espirales eran en realidad galaxias ubicadas fuera de la Vía Láctea [21] .

La Estrella Polar es una Cefeida clásica, aunque tiene algunas peculiaridades en comparación con las estrellas de esta clase [22] .

Cefeidas tipo II
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Cefeida Tipo II , Variable W Virginis y Variable BL Herculis .

Las cefeidas tipo II tienen pulsaciones regulares y una relación período-luminosidad fija, similar a las variables δ Cephei, tanto que inicialmente fueron confundidas con estas últimas. Sin embargo, se distinguen de las cefeidas clásicas en que, dado un cierto período, son menos luminosas que 1,6 magnitudes en comparación con sus primas [23] . El período de sus variaciones es de entre 1 y 50 días [24] . Las cefeidas tipo II son estrellas de población II , por lo que tienen una metalicidad baja, observable sobre todo en el halo galáctico y en los cúmulos globulares . Sin embargo, como hemos dicho, las Cefeidas clásicas son estrellas de población I [24] . Además, las cefeidas de tipo II generalmente tienen una masa menor que las clásicas, generalmente entre 0,5 y 0,6 M [25] . Las cefeidas tipo II se dividen en subgrupos según el período y en particular los subgrupos más comunes son las variables BL Herculis (período entre 1 y 4 días) y las variables W Virginis (10-20 días). Las BL Her son estrellas que están emergiendo de la rama horizontal de los gigantes y que están ampliando su radio y aumentando su brillo. Por lo tanto, están desarrollando un núcleo degenerado de carbono y oxígeno y están comenzando a fusionar helio e hidrógeno en dos capas fuera del núcleo degenerado. Las variables W Vir son estrellas pertenecientes a la rama asintótica de los gigantes (AGB), que por lo tanto han desarrollado completamente un núcleo degenerado de carbono y oxígeno [24] [26] . Por lo tanto, se encuentran en una etapa evolutiva más avanzada que las variables RR Lyrae , de las que se distinguen por el período más largo. También las variables RV Tauri a veces se clasifican entre las cefeidas tipo II, aunque presentan algunas peculiaridades que no son completamente regulares [24] .

Variables de RR Lyrae
Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Variable RR Lyrae .

Estas son estrellas similares a las Cefeidas, pero menos brillantes (alrededor de 50 L [27] ). Son estrellas de masa mediana-pequeña (alrededor de 0,7 M [27] ) y de población II, muy pobres en metales, que han salido de la secuencia principal y que se ubican en la rama horizontal de los gigantes, es decir, en el fase central de fusión del helio [28] . Tienen períodos más cortos que los de las cefeidas clásicas así como los de las cefeidas de tipo II (0,2-1,1 días [27] ) y su brillo varía de 0,2 a 2 magnitudes [27] . Son muy comunes en los cúmulos globulares , dentro de los cuales constituyen el 90% de las estrellas variables [29] .

Variable Delta Scuti
Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Variable Delta Scuti .

Las variables Delta Scuti (δ Sct) ocupan el área del diagrama HR donde la franja de inestabilidad cruza la secuencia principal [30] . Por lo tanto, son estrellas de secuencia principal o subgigantes (de ahí su denominación de cefeidas enanas [30] ). Tienen una clase espectral entre F8 y A2 y masas entre 1,5 y 2,5 M [30] . Dado que aún no han alcanzado la etapa gigante, son en promedio menos luminosas que las cefeidas clásicas y también las variables RR Lyrae [30] . En comparación con las otras cefeidas, sus períodos son más cortos (entre 0,03 y 0,3 días) con amplitudes que oscilan entre 0,003 y 0,9 magnitudes [30] . También se distinguen de las otras cefeidas porque superpuestas a la variación principal, debido a las pulsaciones radiales de la estrella, también hay variaciones secundarias, debido a las pulsaciones no radiales de la estrella [31] .

Variable SX Phoenicis
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: variable SX Phoenicis .
La imagen ilustra la propagación de pulsaciones desde el interior hacia el exterior de una estrella.

Las variables SX Phoenicis son similares a las variables δ Scuti, pero comparadas con estas últimas son mucho más pobres en metales, tanto que se clasifican como estrellas subenanas , que ocupan una región del diagrama HR correspondiente a la franja de inestabilidad, pero dispuestos debajo de la secuencia principal [32] . Al igual que las variables RR Lyrae, se encuentran principalmente en cúmulos globulares [32] . En comparación con sus primos, los δ Scuti tienen variaciones de brillo menos amplias (hasta 0,7 magnitudes) y con períodos más cortos (0,7 - 1,9 horas) [33] .

Botones de larga duración y semi-regulares

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: variable de largo plazo y variable semirregular .

Las variables pertenecientes a este subgrupo, a diferencia de las cefeidas, no tienen períodos constantes. Sus períodos pueden cambiar de un ciclo a otro, incluso considerablemente, o ni siquiera es posible identificar un período de ningún tipo. Las estrellas que pertenecen a este subgrupo son gigantes rojas o supergigantes y, cuando están presentes, su período de variación puede variar de semanas a varios años.

Se dividen en otros subgrupos: las variables Mira , las variables semirregulares y las variables irregulares lentas .

Objetivo de los botones
Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: variable Mira .

Se trata de gigantes rojas, pertenecientes a las clases espectrales M, C y S, que han alcanzado una etapa muy avanzada de su evolución [34] . Estas son estrellas mucho más brillantes que el Sol (3000 - 4000 L [35] ) y mucho más grandes (200 - 300 R radio [35] ), con masa promedio (1 - 1,5 M [36] ) y pertenecientes a la rama asintótica de los gigantes, que presentan variaciones muy amplias de brillo (de 2,5 a 11 magnitudes, es decir, al pasar del mínimo al máximo aumentan su brillo de 10 a 20.000 veces) en periodos de 80 - 1000 días [34] . Debido a su inestabilidad, las variables Mira pierden grandes cantidades de masa (10 −7 - 10 −6 M por año), lo que provoca la formación de nubes de gas en su entorno inmediato [35] .

Las pulsaciones que afectan a las variables Mira son generalmente bastante regulares, con periodos que varían poco de un ciclo a otro. Sin embargo, algunos de ellos experimentan variaciones consistentes a lo largo de algunos años o décadas, tanto que en algunos casos dejan de ser variables de tipo Mira. El mecanismo subyacente a las pulsaciones de estas variables aún no se ha entendido bien, a diferencia del de las cefeidas. Se cree que las pulsaciones regulares son el resultado de la opacidad de alguna capa externa de la estrella, mientras que las variaciones a gran escala deberían depender de cambios radicales en la estructura profunda de la estrella, como la activación de capas de hidrógeno en las regiones justo arriba. al núcleo estelar [37] .

Botones semi-regulares
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Variable semirregular .

Las variables semirregulares son estrellas gigantes o supergigantes pertenecientes a las clases espectrales intermedias que exhiben una periodicidad considerable en sus cambios de brillo, acompañadas o en ocasiones interrumpidas por diversas irregularidades. Los períodos varían de 2 a 2000 días, mientras que la forma de la curva de luz puede ser bastante diferente de un ciclo a otro. La amplitud de la variación puede variar desde unas pocas centésimas de magnitud hasta varias magnitudes, pero suele ser de 1 o 2 magnitudes en la banda visible [33] . Un ejemplo de variable semirregular es Betelgeuse , cuya magnitud aparente varía de 0,2 a 1,2 [38] .

Botones irregulares lentos
Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Variable irregular lenta .

Suelen ser gigantes o supergigantes de clase K, M, S o C [39] que no presentan periodicidad evidente o, como mucho, una periodicidad que aparece sólo ocasionalmente. En realidad, a menudo se trata de estrellas que aún no se han estudiado mucho y que en realidad son semirregulares o incluso regulares, pero cuyo período aún no se ha identificado [33] .

Estrellas azules (O y B) con espectro variable

Suelen ser estrellas gigantes o supergigantes, pertenecientes a la primera clase espectral (O o B), que muestran pequeñas variaciones de brillo en períodos cortos.

Los dos principales subgrupos de este tipo de variables son las variables Beta Cephei y las variables PV Telescopii .

Botones Beta Cephei
Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Variable Beta Cephei .

Los botones Beta Cephei (β Cep), también llamados, especialmente en Europa , botones Beta Canis Majoris [40] , son estrellas del tipo espectral B0-B2 III-V, que tienen masas entre 10 y 20 M y que en el Diagrama HR se colocan ligeramente por encima de la secuencia principal, con magnitud absoluta entre −3 y −5; el punto de brillo máximo de una estrella pulsante β Cephei corresponde aproximadamente a la contracción máxima de la estrella. Por lo general, las variables de β Cephei experimentan variaciones en el brillo de unas pocas centésimas de magnitud con períodos de 0,1 a 0,3 días. Muchos de ellos tienen varios períodos superpuestos [40] .

La estrella β Cephei , prototipo de las variables β Cephei.

Estas estrellas no deben confundirse con las Cefeidas, que en cambio toman su nombre de δ Cephei. Sin embargo, aunque las dos clases de conjuntos de botones son diferentes, los mecanismos que gobiernan su pulsación son en parte similares. Si la pulsación de las cefeidas se debe a la doble ionización del helio, la pulsación de las estrellas β Cephei parece deberse a la presencia de hierro en las capas superficiales de estas estrellas y a su notable opacidad en torno a temperaturas de 100.000-200.000 K. Por tanto, las pulsaciones se deben al mecanismo κ con participación del hierro. La mayor o menor presencia de hierro determinaría si una estrella masiva está destinada a convertirse en Beta Cephei o no [41] .

La parte del diagrama HR que sobresale de la secuencia principal en las primeras subclases de la clase B se denomina franja de inestabilidad de β Cephei . Esta es la misma zona donde también se encuentran las estrellas Be y probablemente el fenómeno de las estrellas β Cephei y el de las estrellas Be estén conectados. [42]

Botones PV Telescopii
Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Variable PV Telescopii .

Son supergigantes de clase espectral Bp que, en comparación con otras estrellas de tipo B, carecen de hidrógeno, mientras que el helio y el carbono son más abundantes de lo normal [43] . Presentan cambios en el brillo con una amplitud de aproximadamente 0,1 magnitudes en períodos de 0,1 a 1 día [33] .

Pulsanti RV Tauri

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile RV Tauri .

Sono giganti o supergiganti gialle [44] che alternano due periodi sovrapposti, il principale dei quali dovrebbe essere la frequenza fondamentale, mentre il secondario dovrebbe essere il primo ipertono [45] . Quando sono al massimo della luminosità diventano di classe spettrale F o G, mentre al minimo sono di classe K o M [33] . Fra due minimi primari passano 30 - 150 giorni [33] , mentre l'ampiezza delle variazioni è di circa 1 o 2 magnitudini, anche se in certi casi è superiore a 3 magnitudini [45] . Sono solo in parte regolari perché il periodo principale e quello secondario possono scambiarsi in modo graduale oppure improvvisamente; inoltre presentano episodi di comportamento caotico e completamente irregolare [45] .

Si tratta di stelle in avanzato stato evolutivo, appartenenti o al ramo asintotico delle giganti oa una fase addirittura successiva, sono cioè a volte oggetti post-AGB [45] . È stato ipotizzato che la maggioranza di loro siano binarie circondate da un disco di polveri [46] . A volte vengono considerate una sottoclasse peculiare delle cefeidi di tipo II [24] .

Variabili Alfa Cygni

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Alfa Cygni .

Si tratta usualmente di supergiganti di classe spettrale Aep o Bep, la cui luminosità varia di 0,1 magnitudini. Esse presentano molti cicli di variabilità sovrapposti, con periodi che vanno da alcuni giorni a molte settimane. Si pensa che la loro variabilità sia dovuta a pulsazioni non radiali della superficie stellare [47] . Si tratta di variabili difficili da studiare dato che presentano piccole variazioni con periodi abbastanza lunghi [48] .

Nane bianche pulsanti

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bianca pulsante .

Una nana bianca pulsante è una nana bianca la cui luminosità varia a causa delle pulsazioni delle sue onde di gravità non-radiali. Questi astri hanno corti periodi che variano da qualche centinaio a qualche migliaio di secondi e fluttuazioni di luminosità nell'ordine delle 0,001 - 0,2 magnitudini. Spesso presentano molti periodi sovrapposti [33] . In genere le pulsazioni sono stabili, ma a volte compaiono delle instabilità della durata di qualche ora durante le quali i periodi sono irregolari. Probabilmente esse sono dovute all'interazione dei diversi periodi di variazione [49] . Le nane bianche pulsanti si dividono in parecchi sottogruppi determinati dagli elementi dominanti nelle loro atmosfere . Nelle ZZ Ceti , o nane bianche di tipo spettrale DAV , l'elemento dominante è l'idrogeno [50] . Invece nelle nane bianche DVB o V777 Her l'elemento dominante è l'elio [51] . Infine nelle variabili GW Vir l'atmosfera è dominata da elio, carbonio e ossigeno ; esse sono talvolta suddivise nei sottotipi DOV e PNNV [52] [53] .

Stelle eruttive

Animazione del super-brillamento avvenuto nel 2000 nel sistema stellare di XZ Tauri , formato da due variabili eruttive T Tauri .

Le variabili eruttive sono stelle che variano la loro luminosità a causa di violenti processi e brillamenti che hanno luogo nelle loro cromosfere o nelle loro corone . Tale variazione di luminosità è legata a un'eruzione, cioè una forte dilatazione, che, se di particolare entità, può provocare la liberazione degli strati più esterni della stella, nello spazio circostante [33] .

La classe delle variabili eruttive è molto eterogenea in quanto le eruzioni sono originate da molteplici meccanismi, fra loro molto differenti [54] . Un modo per classificarle è distinguere la fase evolutiva nella quale la stella si trova. Possiamo quindi suddividere la classe delle variabili eruttive in:

Infine esistono stelle binarie eruttive la cui attività è causata dall'essere binarie strette. Questi sistemi stellari vengono raccolti in una classe apposita:

Eruttive pre-sequenza principale

Le stelle pre-sequenza principale sono oggetti nella fase di formazione stellare , che non hanno ancora completato il processo che porta la nube molecolare a diventare una vera e propria stella. La maggior parte di essi esibiscono fenomeni di variabilità. I due sottogruppi principali di questo tipo di variabili sono: le stelle Ae/Be di Herbig , le variabili Orione .

Stelle Ae/Be di Herbig
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella Ae/Be di Herbig .

Si tratta di stelle di pre-sequenza principale medio-grandi (2 - 8 M ) di tipo spettrale A o B, che ancora non fondono l'idrogeno nei loro nuclei, collocate nel diagramma HR alla destra della sequenza principale. Presentano un eccesso di radiazione infrarossa , dovuto alla presenza di inviluppi di gas o di dischi protoplanetari [55] . Le stelle Ae/Be di Herbig esibiscono talvolta una spiccata variabilità che si pensa sia dovuta alla presenza di addensamenti o di planetesimi nel disco circumstellare. L'ampiezza delle variazioni si aggira intorno a una magnitudine. Durante i minimi, la radiazione proveniente dalla stella diventa più blu a causa della polarizzazione a cui viene sottoposta [55] (si tratta dello stesso fenomeno che fa apparire il cielo terrestre blu).

Variabili Orione
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Orione .

Si tratta di stelle di pre-sequenza principale medio-piccole (< 2 M ), immerse all'interno di nebulose diffuse , che presentano fenomeni di variabilità irregolari dell'escursione di 3-6 magnitudini. Si dividono a loro volta in due sottoclassi: le stelle T Tauri (compreso il sottogruppo delle EX Lupi o EXor ) e le FU Orionis (o FUor ) .

T Tauri , prototipo dell' omonima classe di stelle pre-sequenza principale. Si noti la nebulosa che circonda la stella.
  • Le stelle T Tauri sono riconoscibili per via del fatto che presentano emissioni da parte del litio , metallo solitamente distrutto dalle alte temperature dei nuclei delle stelle di sequenza principale, la cui presenza è quindi segno della giovinezza della stella [56] . La variabilità delle T Tauri si aggira solitamente intorno alle 3 magnitudini ed è irregolare e imprevedibile. Anche se non si conosce con precisione il meccanismo alla sua base, si pensa che essa sia dovuta a instabilità nel disco circumstellare, ad attività violente nell'atmosfera stellare o al movimento di nuvole di polvere e gas nella nebulosità circostante [57] .
  • Le stelle FU Orionis esibiscono i fenomeni di variabilità più violenti fra quelli delle variabili eruttive di pre-sequenza principale. La loro ampiezza può arrivare infatti a 6 magnitudini. Il brillamento è probabilmente determinato dall'instabilità termica della porzione più interna del disco circumstellare, che innalzando la propria temperatura ionizza l'idrogeno di cui è composto. La sua durata è legata alla viscosità di questa regione ionizzata. L'eruzione comincia a declinare quando la parte più interna del disco ricade sulla stella centrale, facendo scendere la temperatura e permettendo all'idrogeno di ricombinarsi. A questo punto altro gas proveniente dalle regioni più esterne del disco ricomincia ad accumularsi nella porzione centrale, sicché quando la massa raggiunge un valore critico, la temperatura aumenta a un livello sufficiente per causare la ionizzazione dell'idrogeno e far ricominciare il ciclo. È possibile che le variabili FU Orionis non siano altro che uno stadio nell'evoluzione delle T Tauri e che le T Tauri vadano incontro a più episodi FU Orionis nell'arco della loro evoluzione [58] .

Eruttive di sequenza principale

Le stelle di sequenza principale non presentano per lo più variabilità di tipo eruttivo. Tuttavia essa è comune fra le stelle di sequenza principale meno massicce (di classe spettrale K e M), che sono soggette a brillamenti .

Stelle a brillamento
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella a brillamento .

Le stelle a brillamento, conosciute anche come variabili UV Ceti , sono deboli stelle di sequenza principale di classe spettrale K o M che talvolta esibiscono incrementi di luminosità compresi fra qualche decimo di magnitudine e le sei magnitudini. Sebbene l'incremento avvenga su tutte le lunghezze d'onda , esso è particolarmente accentuato nell' ultravioletto . Il massimo viene raggiunto dopo alcune decine di secondi dall'inizio del brillamento; la stella ritorna poi alla sua luminosità usuale in poche decine di minuti [33] . L'intervallo fra un brillamento e l'altro può variare da qualche ora a qualche giorno [59] .

Rappresentazione artistica di EV Lacertae , una stella a brillamento nella costellazione della Lucertola .

Le variabili UV Ceti hanno masse comprese fra 0,1 e 0,6 M . Molte di loro fanno parte di giovani associazioni stellari e molte sono stelle binarie, anche se esistono stelle a brillamento vecchie e singole. Si pensa che i brillamenti siano molto simili a quelli che accadono nel Sole e siano legati alla riconnessione magnetica nell'atmosfera della stella: a un certo punto il campo magnetico presente nell'atmosfera stellare a causa delle correnti convettive che trasportano l' energia termica in superficie si ridispone a un livello di energia più basso: l'energia in eccesso viene ceduta al plasma circostante, che viene scaldato e accelerato molto rapidamente. Il plasma emette quindi soprattutto nell'ultravioletto e perfino nella banda dei raggi X producendo il brillamento. La differenza fra i brillamenti che avvengono nel Sole e quelli che avvengono nelle variabili UV Ceti consiste nella dimensione: mentre i brillamenti solari interessano qualche migliaio di km di superficie, quelli che avvengono nelle variabili UV Ceti interessano importanti porzioni della superficie, forse fino a un quinto del totale. Ciò produce un innalzamento significativo della luminosità della stella [60] .

Molte nane rosse nelle vicinanze del Sole sono stelle a brillamento. Alcuni esempi sono Proxima Centauri e Wolf 359 .

Giganti e supergiganti

Le stelle giganti e supergiganti perdono grandi quantità di materia. In questo tipo di stelle, specie in quelle di grande massa, i fenomeni eruttivi sono molto comuni. Fra le stelle giganti e supergiganti eruttive possiamo distinguere le variabili di tipo Wolf–Rayet , le variabili S Doradus , le variabili Gamma Cassiopeiae e le variabili R Coronae Borealis .

Eruttive Wolf–Rayet
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di Wolf-Rayet .

Le stelle di Wolf-Rayet sono stelle massicce (almeno 20 M alla ZAMS ) giunte a uno studio molto evoluto della loro esistenza, che presentano nei loro spettri linee molto forti dell'elio, dell' azoto , del carbonio e dell' ossigeno . Si pensa che esse siano astri che, a causa di intensissimi venti stellari, hanno espulso i loro strati più superficiali, ricchi di idrogeno, scoprendo strati ricchi dei prodotti del ciclo CNO e del processo tre alfa [61] . I venti stellari provenienti dalle stelle di Wolf-Rayet sono molto rapidi (fra 1000 e 5000 km/s [61] ) e comportano ingenti perdite di massa da parte della stella, nell'ordine di una massa solare ogni 100.000 anni [62] .

Le stelle di Wolf-Rayet vanno incontro a cambiamenti di luminosità con periodo irregolare e con ampiezza in media di 0,1 magnitudini. Essi sono probabilmente prodotti da irregolarità nel vento stellare dell'astro [63] .

Variabili S Doradus
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile S Doradus .
η Carinae , una delle più note variabili S Doradus. La nebulosità bipolare visibile nella fotografia è stata originata da una delle esplosioni a cui la stella va periodicamente soggetta.

Chiamate anche "variabili LBV", acronimo dell' inglese luminous blue variable , variabile blu luminosa , sono stelle supergiganti o ipergiganti di classe O o B, centinaia di migliaia di volte, o addirittura milioni di volte, più luminose del Sole: molte delle stelle intrinsecamente più luminose conosciute sono variabili S Doradus. Si tratta di una fase dell'evoluzione delle stelle più massicce (>45 M [61] ); a causa della rarità delle stelle di massa così grande e del tempo astronomicamente piccolo che trascorrono nella fase di variabili LBV (circa un milione di anni), ne sono attualmente conosciute solo poche decine [64] . Vanno incontro a piccole variazioni di luminosità in periodi misurabili in decine di giorni alternati ad eruzioni che comportano perdite di massa di qualche millesimo di M e che si verificano in periodi nell'ordine di qualche decina di anni [65] . Inoltre, in archi di tempo della durata di qualche secolo, le variabili LBV vanno soggette a gigantesche esplosioni che comportano ingenti perdite di massa (1 M o più) [65] e che causano un aumento di luminosità fino a 7 magnitudini [66] . Sebbene i meccanismi che provocano le eruzioni non siano stati ancora ben compresi, essi sembrano legati a un eccesso di energia prodotta dalla stella, che la porta a superare talvolta il limite di Eddington [65] . Esempi di variabili LBV sono η Carinae e P Cygni .

Variabili Gamma Cassiopeiae
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Gamma Cassiopeiae .

Sono stelle di classe spettrale BIII-IVe che ruotano su se stesse molto rapidamente, fino alla velocità di 450 km/s all' equatore [67] . La loro luminosità varia fino a 1,5 magnitudini in modo irregolare [33] . La causa delle variazioni è da ricercarsi nell'alta velocità di rotazione dell'astro che riduce l'effetto della gravità all'equatore. La notevole radiazione proveniente dalla stella (in genere sono migliaia di volte più luminose del Sole), unita alla diminuita attrazione gravitazione, produce una perdita, in corrispondenza dell'equatore, di materiale che si dispone in un disco circumstellare e che causa la presenza di evidenti e sottili linee di assorbimento nello spettro della stella [67] . Le variazioni sono collegate alla ciclica comparsa e scomparsa del disco circumstellare e alle variazioni a cui lo stesso va incontro [67] .

Variabili R Coronae Borealis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile R Coronae Borealis .

Queste stelle sono chiamate anche novae inverse perché a intervalli irregolari esse diminuiscono la loro luminosità di 1 - 9 magnitudini (cioè da 2,5 a 4000 volte); esse poi ritornano lentamente alla loro luminosità abituale in periodi che vanno da giorni ad anni. A queste variazioni ne sono sovrapposte altre, di alcuni decimi di magnitudine e aventi periodi di 30-100 giorni, dovute a pulsazioni della stella [33] . Si ritiene che le variazioni principali siano dovute alla formazione di nubi circumstellari di carbonio: le variabili R Coronae Borealis espellono notevoli quantità di carbonio che, quando raggiungono una distanza sufficiente dalla stella, si raffreddano abbastanza per condensarsi sotto forma di nubi che schermano parzialmente la luce dell'astro; in seguito la pressione di radiazione della luce e il vento stellare emesso dell'astro spazzano queste nubi permettendo nuovamente alla luce della stella di raggiungere la Terra, fino a che la formazione di nuove nubi determina un nuovo oscuramento della luce stellare [68] .

Le variabili R Coronae Borealis sono solitamente supergiganti di classe F o G estremamente deficitarie di idrogeno e molto ricche di carbonio [69] . La loro formazione non è ancora chiara, anche se è certo che non avvenga tramite gli usuali processi di formazione stellare . Una delle ipotesi avanzate è che esse siano il risultato della fusione di due nane bianche [70] .

Stelle binarie eruttive

Variabili RS Canum Venaticorum
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile RS Canum Venaticorum .

Sono stelle binarie strette caratterizzate da cromosfere attive e da un intenso magnetismo , che sono la causa della loro variazione di luminosità. Il periodo di variazione è, in generale, vicino al periodo del sistema binario. A volte a questo tipo di variazione si sovrappone un'ulteriore variazione dovuta al fatto che le due componenti si eclissano l'una con l'altra. La tipica fluttuazione di luminosità è 0,2 magnitudini [33] .

Nelle stelle variabili RS Canum Venaticorum, una delle due componenti del sistema binario, quella più massiccia ed evoluta, di solito di classe spettrale G o K, è caratterizzata da un magnetismo molto intenso che comporta la comparsa di grandi macchie stellari , che possono arrivare a ricoprire il 50% della superficie della stella. La variabilità è determinata proprio dalle presenza di tali macchie in quanto, ruotando, la stella espone all'osservatore alternativamente la zona interessata dalle macchie e quella non interessata.

Questo tipo di variabili esibiscono una cromosfera attiva e sono note anche per emettere raggi X : queste emissioni sono state interpretate come collegate a corone molto calde. Inoltre si presume che le aree interessate dall'attività magnetica siano soggette a brillamenti energetici, che sono fonti di radiazione ultravioletta e raggi X.

L'imponente attività magnetica di queste variabili deve in qualche modo essere collegata alle interazioni con la compagna, visto che tutte le stelle di questo tipo si trovano in sistemi doppi. Tuttavia non è ancora chiaro l'esatto meccanismo che origina tale attività. Infatti, sebbene si tratti di binarie strette, tuttavia ognuna delle sue componenti si trova ben all'interno del suo lobo di Roche e quindi gli scambi di materia fra le due stelle sono trascurabili [71] .

Stelle variabili cataclismiche ed esplosive

Le variabili cataclismiche ed esplosive sono caratterizzate dall'innesco di reazioni termonucleari in consistenti parti della superficie o del nucleo della stella. Ciò libera in tempi brevi una grande quantità di energia. Alcuni dei più importanti sottogruppi di questo tipo di variabili sono i seguenti:

  • Supernovae , prodotte dall'esplosione di una stella massiccia o di una nana bianca.
  • Novae , prodotte dall'esplosione degli strati superficiali di una nana bianca.
  • Novae nane , prodotte dall'instabilità di un disco di accrescimento , attorno a una nana bianca.
  • Variabili Z Andromedae , sistemi binari costituiti da una gigante rossa e da una stella azzurra, che condividono lo stesso inviluppo di gas.

Supernovae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Supernova .
La nebulosa Granchio , uno dei più noti resti di supernova .

Le supernovae sono uno degli eventi più energetici dell'intero universo: in pochi secondi una supernova emette tanta energia quanto un'intera galassia , aumentando la propria luminosità fino a 20 magnitudini (100 milioni di volte la luminosità originaria) per poi diminuire lentamente nei mesi successivi all'evento [33] .

Le supernovae si manifestano quando una nana bianca o il nucleo di una stella massiccia raggiungono il limite di Chandrasekhar , collassando. Il collasso libera una grande quantità di energia che fa esplodere l'astro: gli strati più esterni vengono scagliati nello spazio alla velocità di diverse migliaia di km/se formano una nebulosa, chiamato resto di supernova , mentre il nucleo della stella o della nana bianca viene o compresso in una stella di neutroni oppure disintegrato completamente [72] .

Le supernovae si distinguono fra loro per il tipo di oggetto che raggiunge il limite di Chandrasekhar [73] . Quelle di tipo Ia sono di solito sistemi binari in cui una nana bianca riceve massa da una compagna evoluta fino al raggiungimento del limite di Chandrasekhar. Poiché tale limite è uguale per tutte le stelle, la luminosità assoluta di questo tipo di supernovae è pressoché costante e può essere utilizzata per la misurazione della distanza di altre galassie. Invece nelle supernovae di tipo II è una stella molte volte più massiccia del Sole ad esplodere: queste stelle sviluppano un nucleo di ferro che non può andare incontro ad ulteriori processi di fusione . Quando la massa di tale nucleo raggiunge il limite di Chandrasekhar, collassa, dando vita alla supernova. Le supernovae di tipo Ib e Ic sono invece prodotte dall'esplosione di una stella massiccia che ha perso il proprio involucro di idrogeno, come una stella di Wolf-Rayet.

Novae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nova .

Anche nelle novae avvengono esplosioni di grandi proporzioni, ma a differenza delle supernovae il risultato non è la distruzione della stella progenitrice. Esse si originano dall'accumulo di materiale sulla superficie di una nana bianca proveniente da una compagna stretta, solitamente una gigante o subgigante di classe spettrale K o M. Quando il gas accumulato raggiunge densità e temperatura critiche, si innescano reazioni di fusione che, a causa della condizione degenere in cui si trova il materiale, accelerano in modo esplosivo. L'esplosione converte in breve tempo una grande quantità di idrogeno in elementi più pesanti; l'energia liberata soffia via l'idrogeno rimanente dalla nana bianca, impennandone la brillantezza [74] . La luminosità può aumentare di 8 - 15 magnitudini [75] per poi ritornare a quella di partenza in periodi che vanno da giorni ad anni. Poiché dopo l'esplosione il materiale può ricominciare ad accumularsi sulla superficie della nana bianca, possono verificarsi esplosioni ricorrenti, fra loro intervallate da periodi che possono andare da decine di anni a millenni.

Le novae vengono suddivise in base al tempo che impiegano a diminuire la loro luminosità di 2 - 3 magnitudini dopo l'esplosione. Una nova veloce impiega meno di 25 giorni, mentre una nova lenta impiega più di 80 giorni [76] .

Nel corso della storia sono state registrate molte novae visibili ad occhio nudo : la più luminosa è stata la CP Puppis , che nel 1942 ha raggiunto magnitudine -0,2 [77] .

Rappresentazione artistica di una nana bianca che sottrae materiale a una sua compagna

Novae nane

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nova nana .

Anche nelle novae nane una nana bianca riceve materiale da una compagna stretta, ma in questo caso la variabilità non è determinata dalla detonazione dello strato di idrogeno che si deposita sulla nana bianca, ma dall'instabilità del disco di accrescimento che si forma intorno alla nana bianca mano a mano che essa riceve materiale dalla sua compagna. In particolare, periodicamente il disco di accrescimento raggiunge temperature critiche tali da modificarne la viscosità ea causa di ciò collassa sulla superficie della nana bianca, con conseguente rilascio di energia potenziale gravitazionale e innalzamento della luminosità [78] [79] .

La luminosità delle novae nane è inferiore a quelle delle novae classiche di circa 5 magnitudini, mentre il loro periodo si misura in giorni o mesi. La luminosità delle esplosioni sembra essere collegata in modo inverso al loro periodo e ciò suggerisce che le novae nane possano essere usate come candele standard [78] .

Le novae nane sono suddivisibili in tre sottotipi:

  • Le variabili U Geminorum che presentano esplosioni che innalzano la loro luminosità di 2 - 6 magnitudini e che hanno una durata di uno o due giorni. Nei giorni seguenti il sistema ritorna alla sua luminosità usuale. Vengono chiamate anche variabili SS Cygni a partire dal loro prototipo alternativo, SS Cygni , che esibisce periodicamente gli eventi più brillanti di questo sottotipo di variabili [80] .
  • Le variabili SU Ursae Majoris sono caratterizzate da due tipi di esplosioni denominate normali e supermassimi . Le esplosioni normali sono simili a quelle che avvengono nelle variabili U Geminorum, mentre i supermassimi sono 2 magnitudini più luminosi, durano 5 volte di più e sono tre volte meno frequenti. Solitamente il periodo orbitale di questi sistemi è inferiore alle 2,5 ore [80] .
  • Le variabili Z Camelopardalis differiscono dalle variabili U Geminorum perché frequentemente dopo un'esplosione non ritornano alla loro luminosità originaria, ma esibiscono una luminosità a metà strada fra i massimi ei minimi. L'ampiezza delle variazioni è di 2 - 5 magnitudini, mentre i periodi sono di 10 - 40 giorni [80] .

Variabili Z Andromedae

Si tratta di un gruppo molto disomogeneo di sistemi variabili simbiotici composti da una gigante rossa, che è spesso una variabile Mira , e da una stella più calda, che può essere una stella di sequenza principale, una nana bianca o una stella di neutroni . La gigante rossa perde massa a vantaggio dell'altra componente; parte del materiale perso dalla gigante forma in questi sistemi un inviluppo di gas e polveri che racchiude entrambe le componenti. Questo inviluppo, eccitato dalla radiazione proveniente dalla componente calda, è responsabile della presenza di linee di emissione nello spettro di queste variabili, che costituisce la loro caratteristica distintiva. Periodicamente vanno incontro a esplosioni simili a quelle delle novae classiche, che innalzano la luminosità di circa 4 magnitudini, seguite da oscillazioni quasi periodiche [81] .

Stelle variabili estrinseche

Le variabili estrinseche non presentano reali cambiamenti di luminosità. Tuttavia appaiono variabili, se viste dalla Terra, perché il quantitativo di radiazione che giunge non è costante nel tempo. Esse possono essere divise in due sottogruppi principali, sulla base dei due principali motivi per cui la stella appare estrinsecamente variabile:

  • stelle variabili rotanti , la cui variabilità è dovuta alla rotazione della stella sul proprio asse e all'esposizione all'osservatore di diverse parti della superficie stellare nel corso del tempo.
  • binarie a eclissi , ossia sistemi binari nei quali il piano orbitale delle due stelle si trova così ben allineato con la linea di vista dell'osservatore che le due componenti mostrano eclissi reciproche.

Stelle rotanti su loro stesse

La variabilità di queste stelle è determinata dal moto di rotazione sul proprio asse. Se la superficie stellare è disomogenea per qualche motivo e quindi è più brillante in certe regioni rispetto ad altre, nel suo moto di rotazione la stella esporrà all'osservatore alternativamente le regioni più luminose e quelle meno luminose. Ciò determinerà una variazione apparente della sua luminosità. Le stelle variabili rotanti sono suddivisibili sulla base delle ragioni per cui la superficie stellare si presenta non omogenea:

Variabili non sferiche

Stelle ellissoidali rotanti
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile ellissoidale rotante .

Questo tipo di variabili sono sistemi composti da stelle molto vicine tra loro che, a causa delle loro reciproche forze mareali, assumono forme ellissoidali . Non sono binarie a eclisse , ma la loro la variabilità è dovuta alla diversità dell' area delle superfici stellari visibili rivolte verso un osservatore durante il movimento delle componenti nelle loro orbite. I picchi di luminosità avvengono quando la stella rivolge all'osservatore superfici con aree maggiori [82] .

Macchie stellari

Le macchie stellari sono simili alle macchie solari . Se sono molto estese, coinvolgendo importanti porzioni della superficie stellare, la cromosfera della stella varia in luminosità al variare della regione esposta. La variazioni ammontano solitamente ad alcuni decimi di magnitudine. Si distinguono due sottotipi di variabili di questo tipo: le variabili FK Comae Berenices e le variabili BY Draconis .

Variabili FK Comae Berenices
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile FK Comae Berenices .
Primo piano di una macchia solare all' ultravioletto . Le macchie stellari sono all'origine della variabilità delle variabili con macchie.

Si tratta di giganti di tipo G o K in rapida rotazione (~100 km/s all'equatore) e quindi di forma ellissoidale. Presentano un'intesa attività cromosferica evidenziata dalle linee di emissione del calcio e talvolta dell'idrogeno. La loro variabilità è causata dalla presenza di una superficie irregolarmente brillante: di conseguenza il periodo di variazione è uguale a quello di rotazione della stella e può variare da qualche ora a qualche giorno, mentre l'ampiezza delle variazioni si aggira intorno a qualche decimo di magnitudine [33] .

Poiché di solito le stelle giganti, aumentando di dimensione, diminuiscono la loro velocità di rotazione a causa della legge di conservazione del momento angolare , è necessario spiegare come mai questo tipo di giganti ruoti così velocemente: esse possono essere il risultato della fusione di due binarie a contatto oppure essere state, durante la loro fase di sequenza principale, stelle di tipo A ad altissima velocità di rotazione. Infine, se si trovano in sistemi binari stretti, la loro alta velocità può essere il risultato della sincronizzazione del periodo di rotazione con quello di rivoluzione [83] .

Variabili BY Draconis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile BY Draconis .

Le variabili BY Draconis sono stelle di sequenza principale appartenenti alle classi spettrali K e M che presentano una rilevante attività cromosferica e estese macchie stellari responsabili di una variazione di luminosità fino a 0,5 magnitudini. Il periodo di variazione, compreso fra qualche ora e qualche mese, è uguale a quello di rotazione della stella su se stessa [84] . Alcune variabili BY Draconis esibiscono periodici brillamenti e quindi sono classificate anche come variabili UV Ceti [85]

Variabili magnetiche

Queste stelle presentano intensi campi magnetici. L'asse di rotazione della stella non è allineato rispetto a quello del campo magnetico: di conseguenza il campo magnetico sembrerà avere valori differenti mentre la stella ruota su se stessa perché verranno esposte di volta in volta all'osservatore parti differenti di esso. Ciò produce un'apparente variazione di luminosità dell'astro. Le variabili magnetiche possono essere suddivise nelle variabili Alpha 2 Canum Venaticorum , nelle variabili SX Arietis e nelle pulsar variabili ottiche . Non è chiaro tuttavia se le prime due classi siano effettivamente separate.

Variabili Alfa-2 Canum Venaticorum
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Alfa2 Canum Venaticorum .

Le variabili Alfa 2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) sono stelle peculiari di sequenza principale di classe spettrale compresa fra B8p e A7p. Presentano forti campi magnetici e nei loro spettri linee marcate del silicio , dello stronzio e del cromo . La loro luminosità varia di 0,01 - 0,1 magnitudini in periodi di 0,5 - 160 giorni [33] . Oltre alla luminosità varia il loro campo magnetico, così come l'intensità delle loro linee spettrali. Si pensa che il periodo di tutte queste variazioni sia identico al periodo di rotazione: infatti, la distribuzione dei metalli nell' atmosfera di queste stelle è irregolare a causa del loro intenso magnetismo, sicché la luminosità superficiale varia da un punto all'altro della superficie [86] .

Variabili SX Arietis
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile SX Arietis .

Sono stelle dalle caratteristiche molto simili a quelle delle variabili α 2 CVn ma caratterizzate da temperature superficiali più elevate. Sono stelle peculiari di classe spettrale B0p - B8p che esibiscono intensi campi magnetici e marcate linee dell' He I e del Si III. Variano di 0,1 magnitudini in periodi di circa un giorno [33] . Poiché l'unica differenza fra di esse e le variabili α 2 CVn consiste nella classe spettrale, non è chiaro se effettivamente sia necessario distinguere due classi e non piuttosto riunirle in una classe sola [87] .

Pulsar variabili ottiche
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pulsar .
Schema di una pulsar. La sfera al centro rappresenta la stella di neutroni , le curve le linee del campo magnetico ei coni le zone di emissione. Si noti il non allineamento fra l'asse di rotazione e il campo magnetico.

Le pulsar sono stelle di neutroni che ruotano molto velocemente su se stesse e che possiedono un fortissimo campo magnetico non allineato con l'asse di rotazione. La radiazione elettromagnetica emessa dalla stella viene convogliata dal campo magnetico in coni ristretti che, a causa del non allineamento del campo, appaiono e scompaiono all'osservatore durante il movimento rotatorio dell'astro. Solitamente la radiazione emessa appartiene alla frequenza delle onde radio , ma alcune pulsar emettono anche nella banda del visibile : queste pulsar vengono definite pulsar variabili ottiche . I periodi sono molto brevi a causa dell'alta velocità di rotazione, fra i 4 ms ei 4 s . L'ampiezza della variazione nel visibile può arrivare a 0,8 magnitudini [33] .

Variabili per eclissi

Sono sistemi binari in cui le due componenti si eclissano a vicenda provocando un'apparente diminuzione di luminosità. Alcune di questi sistemi presentano due minimi, uno più importante quando la stella secondaria eclissa la primaria, l'altro meno accentuato quando è la primaria a eclissare la secondaria. Il minimo più marcato viene chiamato primario , l'altro secondario . Le variabili a eclissi vengono suddivise sulla base delle caratteristiche fisiche ed evolutive del sistema: tali caratteristiche sono all'origine di curve di luce differenti. I sottotipi principali sono le variabili Algol , le variabili Beta Lyrae e le variabili W Ursae Majoris . Infine, la strumentazione sempre più precisa a disposizione degli astronomi ha permesso di individuare anche eclissi determinate dalla presenza di un pianeta in orbita intorno a una stella.

Variabili Algol

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Algol .
Una binaria a eclissi di tipo Algol, con un grafico che mostra la variazione di luminosità del sistema.
Animazione che mostra le caratteristiche e la curva di luce di una binaria a eclissi del tipo β Lyrae, in cui è presente un trasferimento di materia.

Le variabili Algol (β Persei) presentano una luminosità costante intervallata da uno o due minimi [33] . Il periodo che intercorre fra due minimi è molto regolare perché dipendente dal moto di rivoluzione del sistema: esso è di solito breve in quanto per eclissarsi le due componenti devono essere abbastanza vicine fra loro. Il periodo più corto conosciuto è di 2 ore e 48 minuti e appartiene alla stella HW Virginis . Il più lungo è di circa 9892 giorni (27 anni) ed è della stella ε Aurigae .

Le stelle componenti di un sistema binario tipo Algol hanno forma sferica o, al massimo, leggermente ellissoidale . Questa caratteristica le differenzia delle variabili Beta Lyrae e dalle variabili W Ursae Majoris , in cui le due componenti sono così vicine da essere fortemente deformate dagli effetti gravitazionali [88] , e permette inoltre di distinguere distintamente nella curva di luce i momenti in cui le eclissi iniziano e terminano, dato che c'è una distinzione netta fra i minimi e il massimo, in cui la curva è costante nel tempo [33] .

L'ampiezza della variazione di luminosità dipende dalla parzialità o totalità dell'eclissi e può andare da un centesimo di magnitudine a qualche magnitudine [89] . La variazione più ampia conosciuta è di 3,4 magnitudini ( V342 Aquilae ). Le componenti dei sistemi tipo Algol possono avere un qualunque tipo spettrale, sebbene nella maggior parte dei casi esse sono di tipo B, A, F o G.

Variabili Beta Lyrae

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile Beta Lyrae .

Si tratta di sistemi generalmente composti da componenti massicce appartenenti alle classe spettrali B o A, spesso in avanzato stato evolutivo, molto vicine fra loro. La reciproca forza di attrazione distorce marcatamente la forma delle due stelle che diventa accentuatamente ellissoidale; inoltre esiste uno scambio di materiale fra le due componenti. A causa della vicinanza e dello scambio di gas la luminosità cambia continuamente nel tempo, sicché è difficile distinguere l'inizio e la fine delle eclissi. Solitamente l'ampiezza delle variazioni è inferiore alle 2 magnitudini [90] . I periodi fra i minimi coincidono con quelli del moto di rivoluzione e sono molto brevi, data la vicinanza delle due componenti: solitamente qualche giorno [33] .

Alcuni di questi sistemi presentano eruzioni improvvise dovute all'instabilità del disco di accrescimento , sicché è spesso difficile distinguerli dalle variabili Z Andromedae [91] .

Variabili W Ursae Majoris

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Variabile W Ursae Majoris .

Si tratta di binarie a contatto , cioè di stella binarie talmente vicine che le loro superfici si toccano. La loro vicinanza causa importanti scambi di materiale fra le due componenti che arrivano a condividere la stessa atmosfera e quindi ad avere temperature superficiali uguali. La loro forma è molto distorta dall'attrazione reciproca e marcatamente ellissoidale [92] . Si pensa che le variabili W Ursae Majoris si formino da binarie distaccate che si avvicinano le une alle altre a causa di perdite nel loro momento angolare [93] .

Esse presentano periodi di variazioni molto brevi, fra 6 ore e un giorno, dovuti alla vicinanza delle due componenti [94] . Inoltre la curva di luce è molto arrotondata, con variazioni continue nel tempo, rendendo impossibile stabilire l'inizio e la fine delle eclissi. I minimi hanno quasi uguale profondità, rendendo a volte difficile anche distinguere il minimo principale da quello secondario: ciò è dovuto al fatto che la temperatura superficiale delle due componenti è la stessa, anche se le masse sono differenti [95] . Le variazioni di luminosità sono attestate fra 0,1 e 1 magnitudini [92] .

Transiti planetari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metodo del transito .
Transito di un pianeta sulla sua stella. In basso il grafico della curva di luce .

Le stelle possono essere eclissate, oltre che da altre stelle, anche da eventuali pianeti che orbitano intorno ad esse. Poiché un pianeta è molto più piccolo di una stella, esso produce variazioni di luminosità più contenute, al massimo nell'ordine di qualche millesimo di magnitudine [96] . Per la rilevazione di queste eclissi sono quindi richieste strumentazioni molto precise. Un ulteriore problema consiste nella difficoltà con la quale è possibile distinguere le variazioni di luminosità determinate dalla presenza di un pianeta da quelle determinate dalla presenza di macchie o dalla presenza di eclissi parziali di un'altra stella [97] . I telescopi spaziali COROT [98] e Kepler [99] hanno l'obiettivo di scoprire nuovi pianeti mediante le eclissi da essi causate.

Note

  1. ^ M. Saladyga, Variables: What Are They and Why Observe Them? , su aavso.org , American Association of Variable Star Observers . URL consultato il 10 novembre 2012 .
  2. ^ Solar Constant , su pmodwrc.ch , PMOD/WRC. URL consultato l'8 novembre 2012 (archiviato dall' url originale il 22 agosto 2011) .
  3. ^ a b Hartmut Frommert, The First Known Variable Stars , su spider.seds.org . URL consultato il 9 novembre 2012 .
  4. ^ NN Samus et al. , General Catalog of Variable Stars , su sai.msu.su . URL consultato il 9 novembre 2012 .
  5. ^ Light Curves and What They Can Tell Us , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA . URL consultato il 15 novembre 2012 .
  6. ^ a b Variable Stars, Light Curves, and Periodicity ( PDF ), su Variable Star Astronomy , AAVSO. URL consultato il 15 novembre 2012 .
  7. ^ Alfred Gautschy, The History of the Theory of Radial Stellar Pulsations ( PDF ), su e-collection.library.ethz.ch , ETH, Eidgenössische Technische Hochschule Zürich. URL consultato il 16 novembre 2012 .
  8. ^ American Association of Variable Star Observers (AAVSO) , su aavso.org . URL consultato il 14 novembre 2012 .
  9. ^ Naming Astronomical Objects , su iau.org , International Astronomical Union . URL consultato il 16 novembre 2012 .
  10. ^ Variable Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope National Facility. URL consultato il 19 novembre 2012 (archiviato dall' url originale il 13 febbraio 2013) .
  11. ^ John P. Cox, Theory of Stellar Pulsation , Princeton, Princeton University Press, 1980, ISBN 9780691082523 .
  12. ^ Wendy L. Freedman, Pulsating Stars: Stars that Breathe ( PDF ), su astronomy.swin.edu.au , University of Swinburne - Centre for Astrophysics and Supercomputing. URL consultato il 16 novembre 2012 .
  13. ^ Klaas Sjoerds de Boer, Wilhelm Seggewiss, Stars and stellar evolution , L'Editeur: EDP Sciences, 2008, p. 172, ISBN 2-7598-0356-2 .
  14. ^ André Maeder, Physics, formation and evolution of rotating stars , Springer, 2009, p. 373, ISBN 3-540-76948-X .
  15. ^ Pulsating Variable Stars and the Hertzsprung-Russell Diagram , su chandra.harvard.edu , Chandra X-ray Center, 9 aprile 2012. URL consultato il 24 novembre 2012 .
  16. ^ a b Stanimir Metchev, The Cepheid Period-Luminosity Relation , su astro.sunysb.edu , Stony Brook University. URL consultato il 26 novembre 2012 .
  17. ^ AW Rodgers, Radius variation and population type of cepheid variables , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 117, 1957, pp. 85-94. URL consultato il 26 novembre 2012 .
  18. ^ DG Turner, The Progenitors of Classical Cepheid Variables , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 90, n. 2, 1996, pp. 82-93. URL consultato il 26 novembre 2012 .
  19. ^ DG Turner, The PL calibration for Milky Way Cepheids and its implications for the distance scale , in Astrophysics and Space Science , vol. 326, n. 2, 2010, pp. 219-231, DOI : 10.1007/s10509-009-0258-5 . URL consultato il 26 novembre 2012 .
  20. ^ LM French, John Goodricke, Edward Pigott, and Their Study of Variable Stars , su arxiv.org . URL consultato il 26 novembre 2012 .
  21. ^ Sara J. Beck, Delta Cephei Variable , su aavso.org , AAVSO. URL consultato il 26 novembre 2012 .
  22. ^ B.-C. Lee, D. Mkrtichian, I. Han, M.-G. Park, K.-M. Kim, Precise Radial Velocities of Polaris: Detection of Amplitude Growth , in The Astronomical Journal , vol. 135, n. 6, 2008, pp. 2240-2244, DOI : 10.1088/0004-6256/135/6/2240 . URL consultato il 26 novembre 2012 .
  23. ^ Cepheid Variables , su caglow.com , Caglow project, 17 gennaio 2011. URL consultato il 28 novembre 2012 .
  24. ^ a b c d e George Wallerstein, The Cepheids of Population II and Related Stars , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 114, n. 797, 2002, pp. 689-699, DOI : 10.1086/341698 . URL consultato il 28 novembre 2012 .
  25. ^ Percy (2007) , p. 166 .
  26. ^ Percy (2007) , pp. 164-165 .
  27. ^ a b c d Horace A. Smith, RR Lyrae stars , Cambridge, Cambridge University Press, 1995. URL consultato il 29 novembre 2012 .
  28. ^ Matthew Templeton, RR Lyrae ( PDF ), su aavso.org , AAVSO. URL consultato il 29 novembre 2012 .
  29. ^ Kate Davis, The Impulsive XZ Cygni ( PDF ), su aavso.org , AAVSO. URL consultato il 29 novembre 2012 .
  30. ^ a b c d e Matthew Templeton, Delta Scuti and the Delta Scuti variables ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, 2004. URL consultato il 29 novembre 2012 .
  31. ^ Una pulsazione è non radiale quando non conserva la forma sferica della stella, ma quando alcune parti della superficie della stella muovono verso l'interno e altre parti verso l'esterno; cfr. Nonradial Pulsation , su univie.ac.at . URL consultato il 29 novembre 2012 .
  32. ^ a b McNamara, DH, Period-luminosity relations of SX Phoenicis stars , in Astronomical Journal , vol. 109, n. 4, 1995, pp. 1751-1756, DOI : 10.1086/117405 . URL consultato il 30 novembre 2012 .
  33. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t GCVS Variability Types ( TXT ), su General Catalogue of Variable Stars , Russian Foundation for Basic Research, Sternberg Astronomical Institute. URL consultato il 30 novembre 2012 .
  34. ^ a b What Are the Mira Variables? , su isi.ssl.berkeley.edu , AAVSO. URL consultato il 1º dicembre 2012 .
  35. ^ a b c Janet A. Mattei, Introducing Mira Variables , in The Journal of the American Association of Variable Star Observers , vol. 25, n. 2, 1997, pp. 57-62. URL consultato il 1º dicembre 2012 .
  36. ^ PR Wood, C. Cacciari, G. Clementini, Mira variables - Pulsation, mass loss and evolution , Confrontation between stellar pulsation and evolution , San Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 1990, ISBN 0-937707-30-9 . URL consultato il 1º dicembre 2012 .
  37. ^ MR Templeton, JA Mattei, L. Willson, Secular evolution in Mira and semiregular variable star pulsations , in The Astronomical Journal , vol. 130, n. 2, 2005, pp. 776-788, DOI : 10.1086/431740 . URL consultato il 1º dicembre 2012 .
  38. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 177 , ISBN 978-0-471-70410-2 .
  39. ^ Good (2003) , p.77 .
  40. ^ a b John Percy, The Beta Cephei Stars and Their Relatives ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, 2005. URL consultato il 2 dicembre 2012 .
  41. ^ P. Moskalik, WA Dziembowski, New opacities and the origin of the Beta Cephei pulsation , in Astronomy & Astrophysics , vol. 256, 1992, pp. L5-L8. URL consultato il 28 gennaio 2010 .
  42. ^ Good (2003) , p. 69 .
  43. ^ C. Simon Jeffery, Variable Star Designations for Extreme Helium Stars , in Information Bulletin on Variable Stars , vol. 5817, 2008, pp. 1-7. URL consultato il 2 dicembre 2012 .
  44. ^ Matthew Templeton, RV Tauri — The strange prototype of a strange class ( PDF ), su aavso.org , AAVSO. URL consultato il 3 dicembre 2012 .
  45. ^ a b c d Good (2003) , pp. 88-90 .
  46. ^ S. Ruyter, D. Winckel, D. Waters, Strong dust processing in circumstellar discs around 6 RV Tauri stars. Are dusty RV Tauri stars all binaries? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 435, n. 1, 2005, pp. 161–166, DOI : 10.1051/0004-6361:20041989 . URL consultato il 3 dicembre 2012 .
  47. ^ Variability type ACYG , su cdsarc.u-strasbg.fr . URL consultato il 3 dicembre 2012 .
  48. ^ A. Gautschy,Deneb's variability: a hint of a deep-lying convection zone? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 498, n. 1, 2009, pp. 273-279, DOI : 10.1051/0004-6361/200911666 . URL consultato il 3 dicembre 2012 .
  49. ^ Good (2003) , p. 94 .
  50. ^ D. Koester, G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars , in Reports on Progress in Physics , vol. 57, n. 7, 1990, pp. 837-915, DOI : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . URL consultato il 4 dicembre 2012 .
  51. ^ Gilles Fontaine, François Wesemael, White dwarfs , in Paul Murdin (a cura di), Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Bristol, Philadelphia, London, Tokio, Institute of Physics Publishing, Nature Publishing Group, 2001, p. 3525, ISBN 0-333-75088-8 .
  52. ^ P.-O. Quirion, G. Fontaine, P. Brassard, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 171, n. 1, 2007, pp. 219-248, DOI : 10.1086/513870 . URL consultato il 4 dicembre 2012 .
  53. ^ T. Nagel, K. Werner, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 426, 2004, pp. L45-L48, DOI : 10.1051/0004-6361:200400079 . URL consultato il 4 dicembre 2012 .
  54. ^ Good (2003) , p.37 .
  55. ^ a b MR Perez, CA Grady, Observational Overview of Young Intermediate-Mass Objects: Herbig Ae/Be Stars , in Space Science Reviews , vol. 82, n. 3-4, 1997, pp. 407-450, DOI : 10.1023/A:1005064108523 . URL consultato il 7 dicembre 2012 .
  56. ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger, Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems , in Astrophysical Journal , vol. 589, 2003, pp. 397-409, DOI : 10.1086/374408 . URL consultato il 7 dicembre 2012 .
  57. ^ Kerri Malatesta, T Tauri ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, febbraio 2001. URL consultato il 7 dicembre 2012 .
  58. ^ Kerri Malatesta, Fu Orionis ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, febbraio 2002. URL consultato il 7 dicembre 2012 .
  59. ^ Good (2003) , pp. 54-55 .
  60. ^ Matthew Templeton, UV Ceti and the flare stars ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, 2003. URL consultato il 10 dicembre 2012 .
  61. ^ a b c A. Sander, W.-R. Hamann, H. Todt,The Galactic WC stars. Stellar parameters from spectral analyses indicate a new evolutionary sequence , in Astronomy & Astrophysic , vol. 540, 2012, pp. A144, DOI : 10.1051/0004-6361/201117830 . URL consultato il 10 dicembre 2012 .
  62. ^ JK Cannizzo, Ask an Astrophysicist: Wolf-Rayet Stars , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 23 maggio 1998. URL consultato il 10 dicembre 2012 .
  63. ^ Good (2003) , p. 55 .
  64. ^ Attualmente il General Catalog of Variable Stars elenca solo 19 stelle fra le variabili S Doradus: cfr. NN Samus et al. , General Catalog of Variable Stars, Query forms , su sai.msu.su , Sternberg Astronomical Institute, Moscow University. URL consultato il 10 dicembre 2012 .
  65. ^ a b c JA Guzik, CC Lovekin, Pulsations and Hydrodynamics of Luminous Blue Variable Stars , in Astronomical Review , vol. 7, n. 3, 2012, pp. 13-47. URL consultato il 14 dicembre 2012 .
  66. ^ Good (2003) , p. 53 .
  67. ^ a b c John Percy, Gamma Cassiopeiae and the Be Stars ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, ottobre 2001. URL consultato il 14 dicembre 2012 .
  68. ^ IA Fadeev, Carbon dust formation in R Coronae Borealis stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 233, 1988, pp. 65-78. URL consultato il 14 dicembre 2012 .
  69. ^ Kate Davis, R Coronae Borealis ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, gennaio 2000. URL consultato il 15 dicembre 2012 .
  70. ^ AM Zaniewski et al. , Discovery of Five New R Coronae Borealis Stars in the MACHO Galactic Bulge Lightcurve Database , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 36, 2004, p. 1430. URL consultato il 15 dicembre 2012 .
  71. ^ M. Rodono, A. Lanza, S. Catalano, Starspot evolution, activity cycle and orbital period variation of the prototype active binary RS Canum Venaticorum , in Astronomy and Astrophysics , vol. 301, 1995, pp. 75-88. URL consultato il 15 dicembre 2012 .
  72. ^ Hans Albrecht Bethe, GE Brown, CH Lee, How A Supernova Explodes ( PDF ), in Formation And Evolution of Black Holes in the Galaxy: Selected Papers with Commentary , New York, River Edge, 2003, pp. 51-62, ISBN 978-981-238-250-4 .
  73. ^ E. Cappellaro, Turatto M., Supernova Types and Rates , Influence of Binaries on Stellar Population Studies , Dordrecht, Kluwer Academic Publishers, 2001, p. 199. URL consultato il 17 dicembre 2012 .
  74. ^ Dina Prialnik, Novae , in Paul Murdin (a cura di), Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Institute of Physics Publishing/Nature Publishing Group, 2001, pp. 1846–1856, ISBN 1-56159-268-4 .
  75. ^ Kerri Malatesta, Kate Davis, Novae ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, febbraio 2012. URL consultato il 19 dicembre 2012 .
  76. ^ Brian Warner, Cataclysmic Variable Stars , Cambridge University Press , 1995, ISBN 0-521-41231-5 .
  77. ^ M. Orio et al. , New X-Ray Observations of the Old Nova CP Puppis and of the More Recent Nova V351 Puppis , in The Astrophysical Journal , vol. 690, n. 2, 2009, pp. 1753-1763, DOI : 10.1088/0004-637X/690/2/1753 . URL consultato il 19 dicembre 2012 .
  78. ^ a b Kate Harrop-Allin, Introduction to Cataclysmic Variables , su sites.google.com , AASVO, 27 marzo 2009. URL consultato il 20 dicembre 2012 .
  79. ^ Introduction to cataclysmic variables (CVs) and dwarf novae (DNe) , su kusastro.kyoto-u.ac.jp , VSNET. URL consultato il 20 dicembre 2012 .
  80. ^ a b c Good (2003) , pp. 117-121 .
  81. ^ Kerri Malatesta, Z Andromedae , su aavso.org , AAVSO, 20 giugno 2011. URL consultato il 20 dicembre 2012 .
  82. ^ SL Morris, The ellipsoidal variable stars , in Astrophysical Journal , vol. 295, 2005, pp. 143–152, DOI : 10.1086/163359 . URL consultato il 21 dicembre 2012 .
  83. ^ Good (2003) , pp. 134-135 .
  84. ^ Good (2003) , pp. 131-133 .
  85. ^ Carolus J. Schrijver, Cornelis Zwaan, Solar and stellar magnetic activity , vol. 34, Cambridge University Press, 2000, p. 343, ISBN 0-521-58286-5 . URL consultato il 23 dicembre 2012 .
  86. ^ Michel Petit, Variable Stars , Hoboken (New Jersey), John Wiley & Sons Ltd, 1987, pp. 83-85, ISBN 0-471-90920-3 .
  87. ^ Good (2003) , pp. 136-137 .
  88. ^ Percy (2007) , pp. 107-108 .
  89. ^ Good (2003) , p. 147 .
  90. ^ Good (2003) , pp. 149-150 .
  91. ^ Percy (2007) , pp. 124-126 .
  92. ^ a b Percy (2007) , pp. 122-124 .
  93. ^ L. Li, F. Zhang, Z. Han, D. Jiang, Formation and Evolution of W Ursae Majoris Contact Binaries , in The Astrophysical Journal , vol. 662, 2007, pp. 596-601, DOI : 10.1086/517909 . URL consultato il 29 dicembre 2012 .
  94. ^ Kerri Malatesta, W Ursae Majoris ( PDF ), su aavso.org , AAVSO, gennaio 2010. URL consultato il 29 dicembre 2012 .
  95. ^ Good (2003) , pp. 154-155 .
  96. ^ Percy (2007) , pp. 133-135 .
  97. ^ FT O'Donovan et al. , Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829 , in The Astrophysical Journal , vol. 644, n. 2, 2006, pp. 1237-1245, DOI : 10.1086/503740 . URL consultato il 30 dicembre 2012 .
  98. ^ Europe goes searching for rocky planets , su spaceref.com , SpaceRef. URL consultato il 30 dicembre 2012 .
  99. ^ Kepler. A Search for Habitable Planets , su kepler.arc.nasa.gov , NASA . URL consultato il 30 dicembre 2012 (archiviato dall' url originale il 6 marzo 2014) .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 21860 · LCCN ( EN ) sh85127466 · GND ( DE ) 4062534-5 · BNF ( FR ) cb11958174n (data) · NDL ( EN , JA ) 00563104