Cefeide classica

Le Cefeidi classiche sono un tipo di cefeide. Si tratta di giovani popolazioni stellari di stelle variabili che presentano regolari pulsazioni radiali con periodi che vanno da una frazione di giorno a settimane, e ampiezze di luminosità che vanno da pochi decimi di magnitudine fino a circa 2 magnitudini. Le Cefeidi classiche sono anche note come Cefeidi di popolazione I, Cefeidi di tipo I e variabili Delta Cephei.

Esiste una relazione ben definita tra la luminosità di una Cefeide classica e il suo periodo di pulsazione, che rende le Cefeidi delle scala delle distanze cosmiche valide per misurare le distanze galattiche ed extragalattiche. Le osservazioni del Telescopio spaziale Hubble (HST) delle Cefeidi classiche hanno consentito vincoli più solidi sulla Legge di Hubble, che descrive il tasso di espansione dell'universo osservabile. Le Cefeidi classiche sono state utilizzate anche per chiarire molte caratteristiche della nostra galassia, come la struttura locale del braccio a spirale e la distanza del Sole dall'equatore galattico.

Sono note circa 3600 Cefeidi classiche nella galassia Via Lattea. Quasi diecimila sono note nelle Nubi di Magellano, con centinaia scoperte in altre galassie; il Telescopio spaziale Hubble ne ha identificate alcune in NGC 4603, che dista 100 milioni di anni luce.

Proprietà

Le Cefeidi classiche sono da 4 a 20 volte più massicce del Sole, e da circa 1000 a 50000 (oltre 200000 per l'insolita V810 Centauri) volte più luminose. Spettroscopicamente sono giganti luminose o supergiganti di bassa luminosità di classe spettrale F6 – K2. La temperatura e il tipo spettrale variano mentre pulsano. I loro raggi variano da poche decine a poche centinaia di volte quello del Sole. Le Cefeidi più luminose sono più fredde e più grandi e hanno periodi di pulsazione più lunghi. Insieme alle loro temperature, anche i loro raggi cambiano durante ogni pulsazione (ad esempio di ~25% per la l car a periodo più lungo), risultando in variazioni di luminosità fino a due magnitudini. I cambiamenti di luminosità sono più pronunciati a lunghezze d'onda più corte.

Le Cefeidi possono pulsare in modo fondamentale, in primo ipertono, o raramente in modo misto. Le pulsazioni in un ipertono superiore al primo sono rare ma interessanti. Si ritiene che la maggioranza delle Cefeidi classiche pulsino in modo fondamentale, sebbene non sia facile distinguere il modo dalla forma della curva di luce. Le stelle che pulsano in un ipertono sono più luminose e più grandi di quelle che pulsano in modo fondamentale con lo stesso periodo.

Quando una stella di massa intermedia (IMS) inizia ad allontanarsi dalla sequenza principale, attraversa rapidamente la striscia di instabilità mentre il guscio di idrogeno sta ancora bruciando. Quando in un'IMS inizia ad accendersi il nucleo di elio, la stella può seguire un ciclo blu e attraversare nuovamente la striscia di instabilità, una volta mentre si evolve verso alte temperature e nuovamente ritornando verso il ramo asintotico delle giganti. Le stelle più massicce di circa 8–12 M_⊙ iniziano la combustione dell'elio nel nucleo prima di raggiungere il ramo delle giganti rosse e diventano supergiganti rosse, ma possono comunque eseguire un ciclo blu attraverso la striscia di instabilità. La durata e persino l'esistenza dei cicli blu dipendono dalla massa, dalla metallicità e dall'abbondanza di elio della stella. In alcuni casi, le stelle possono attraversare la striscia di instabilità per una quarta e quinta volta quando inizia la combustione del guscio di elio.^{[senza fonte]} Il tasso di variazione del periodo di una Cefeide, insieme alle abbondanze chimiche rilevabili nello spettro, può essere utilizzato per dedurre quale attraversamento una particolare stella stia compiendo.

Le Cefeidi classiche erano stelle di sequenza principale di tipo B precedenti a circa B7, probabilmente stelle di tipo O tardivo, prima che esaurissero l'idrogeno nei loro nuclei. Le stelle più massicce e calde si trasformano in Cefeidi più luminose con periodi più lunghi, ma si prevede che le stelle giovani della nostra galassia, con una metallicità quasi solare, perdano abbastanza massa quando raggiungono per la prima volta la striscia di instabilità, così da avere periodi di 50 giorni o meno. Al di sopra di una certa massa, 20–50 M_⊙ a seconda della metallicità, le supergiganti rosse evolveranno di ritorno verso supergiganti blu piuttosto che eseguire un ciclo blu, ma lo faranno come instabili ipergiganti gialle piuttosto che come Cefeidi che pulsano regolarmente. Le stelle molto massicce non si raffreddano mai sufficientemente da raggiungere la striscia di instabilità e non diventano Cefeidi. A bassa metallicità, per esempio nelle Nubi di Magellano, le stelle possono trattenere più massa e diventare Cefeidi più luminose con periodi più lunghi.

Curva di luce

Una curva di luce di una Cefeide è tipicamente asimmetrica, con un rapido aumento verso la luminosità massima seguito da una diminuzione più lenta verso il minimo (ad esempio Delta Cephei). Ciò è dovuto alla differenza di fase tra le variazioni di raggio e di temperatura ed è considerato caratteristico di un pulsatore in modo fondamentale, il tipo più comune di Cefeide di tipo I. In alcuni casi, la curva di luce pseudo-sinusoidale liscia mostra una "gobba", un breve rallentamento del declino o persino un piccolo aumento della luminosità, che si ritiene sia dovuto a una risonanza tra il modo fondamentale e il secondo ipertono. La gobba è osservata più comunemente sul ramo discendente per stelle con periodi di circa 6 giorni (ad esempio Eta Aquilae). All'aumentare del periodo, la posizione della gobba si sposta più vicino al massimo e può causare un doppio massimo, o diventare indistinguibile dal massimo primario, per stelle che hanno periodi di circa 10 giorni (ad esempio Mekbuda). A periodi più lunghi la gobba può essere osservata sul ramo ascendente della curva di luce (ad esempio X Cygni), ma per periodi superiori a 20 giorni la risonanza scompare.

Una minoranza di Cefeidi classiche mostra curve di luce quasi simmetriche e sinusoidali. Queste sono indicate come s-Cefeidi, solitamente hanno ampiezze inferiori e comunemente hanno periodi brevi. Si ritiene che la maggior parte di queste siano pulsatori del primo ipertono (ad esempio X Sagittarii), o superiore, sebbene alcune stelle insolite che apparentemente pulsano nel modo fondamentale mostrino anch'esse questa forma di curva di luce (ad esempio S Vulpeculae). Si prevede che le stelle che pulsano nel primo ipertono, nella nostra galassia, lo facciano con periodi brevi, sebbene possano avere periodi decisamente più lunghi se hanno metallicità inferiore, per esempio nelle Nubi di Magellano. Pulsatori di ipertono superiore e Cefeidi che pulsano in due ipertoni contemporaneamente sono anch'essi più comuni nelle Nubi di Magellano, e solitamente hanno curve di luce a bassa ampiezza alquanto irregolari.

Scoperta

Il 10 settembre 1784, Edward Pigott rilevò la variabilità di Eta Aquilae, il primo rappresentante noto della classe delle variabili Cefeidi classiche. Tuttavia, l'eponimo delle Cefeidi classiche è la stella Delta Cephei, scoperta come variabile da John Goodricke un mese dopo. La Delta Cephei è anche di particolare importanza come calibratore per la relazione periodo-luminosità, poiché la sua distanza è tra quelle stabilite con più precisione per una Cefeide, grazie in parte alla sua appartenenza a un ammasso stellare e alla disponibilità di precise parallassi del Telescopio spaziale Hubble e di Hipparcos.

Relazione periodo-luminosità

La luminosità di una Cefeide classica è direttamente correlata al suo periodo di variazione: più lungo è il periodo di pulsazione, più luminosa è la stella. La relazione periodo-luminosità per le Cefeidi classiche fu scoperta nel 1908 da Henrietta Swan Leavitt in un'indagine su migliaia di stelle variabili nelle Nubi di Magellano. Ella la pubblicò nel 1912 con ulteriori prove. Una volta calibrata la relazione periodo-luminosità, si può stabilire la luminosità di una data Cefeide di cui è noto il periodo; la distanza viene quindi trovata in base alla luminosità apparente. La relazione periodo-luminosità è stata calibrata da molti astronomi durante il ventesimo secolo, a partire da Hertzsprung ed è stata problematica; tuttavia, una solida calibrazione galattica è stata stabilita da Benedict et al. nel 2007 utilizzando precise parallassi del telescopio Hubble per 10 Cefeidi classiche vicine. Inoltre, nel 2008, gli astronomi dell'ESO hanno stimato con una precisione entro l'1% la distanza della Cefeide RS Puppis, utilizzando l'eco luminosa da una nebulosa in cui è immersa. Tuttavia, quest'ultima scoperta è stata molto dibattuta nella letteratura.

Le seguenti correlazioni sperimentali tra il periodo P di una Cefeide di popolazione I e la sua magnitudine assoluta media M_v sono state stabilite dalle parallassi trigonometriche del telescopio spaziale Hubble per 10 Cefeidi vicine:

${\displaystyle M_{\mathrm {v} }=(-2.43\pm 0.12)\left(\log _{10}P-1\right)-(4.05\pm 0.02)\,}$

con P misurato in giorni.

Le seguenti relazioni possono essere utilizzate anche per calcolare la distanza d delle Cefeidi classiche:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.34\log _{10}{P}-2.45(V-I)+10.52\,}$

o

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+3.37\log _{10}{P}-2.55(V-I)+10.48\,}$

I e V rappresentano rispettivamente le magnitudini medie apparenti nel vicino infrarosso e nel visibile. La distanza d è in parsec.

Cefeidi a piccola ampiezza

Le variabili Cefeidi classiche con luminosità inferiori a 0,5 magnitudini, curve di luce sinusoidali quasi simmetriche e periodi brevi, sono state definite come un gruppo separato chiamato Cefeidi a piccola ampiezza, con l'acronimo DCEPS nel GCVS. I periodi sono generalmente inferiori a 7 giorni, sebbene l'esatto valore di taglio sia ancora dibattuto. Il termine s-Cefeide è usato per le Cefeidi a piccola ampiezza a breve periodo con curve di luce sinusoidali che sono considerate pulsatori di primo ipertono; esse si trovano vicino al bordo rosso della striscia di instabilità. Alcuni autori usano s-Cefeide come sinonimo per le stelle DCEPS a piccola ampiezza, mentre altri preferiscono limitarlo solo alle stelle al primo ipertono.

Le Cefeidi a piccola ampiezza (DCEPS) includono Polaris e FF Aquilae, sebbene entrambe possano pulsare nel modo fondamentale. I pulsatori al primo ipertono confermati includono BG Crucis e BP Circini.

Incertezze nelle distanze determinate dalle Cefeidi

Tra le principali incertezze legate alla scala delle distanze delle Cefeidi vi sono: la natura della relazione periodo-luminosità in varie bande passanti, l'impatto della metallicità sia sul punto zero che sulla pendenza di tali relazioni, e gli effetti della contaminazione fotometrica (blending) e di una legge di estinzione variabile (tipicamente sconosciuta) sulle distanze delle Cefeidi classiche. Tutti questi argomenti sono attivamente dibattuti nella letteratura.

Queste questioni irrisolte hanno portato a valori citati per la Legge di Hubble compresi tra 60 km/s/Mpc e 80 km/s/Mpc. Risolvere questa discrepanza è uno dei problemi principali dell'astronomia, poiché i parametri cosmologici dell'Universo possono essere vincolati fornendo un valore preciso della Legge di Hubble.

Esempi

Diverse cefeidi classiche presentano variazioni che possono essere rilevate ad occhio nudo allenato notte dopo notte, tra cui il prototipo Delta Cephei nell'estremo nord, Mekbuda e Eta Aquilae ideali per l'osservazione vicino ai tropici (vicino all'eclittica e quindi allo zodiaco) e nell'estremo sud Beta Doradus. Il membro della classe più vicino è la stella polare (Polaris) la cui distanza è dibattuta e la cui attuale variabilità è di circa 0,05 magnitudini.

Note

Voci correlate

• Variabile RR Lyrae
• Stella variabile pulsante
• Cefeide di tipo II

Collegamenti esterni

• The Cepheid Distance Scale: A History, by Nick Allen, su institute-of-brilliant-failures.com (archiviato dall'url originale il 9 ottobre 2010).
• List of classical Cepheids on McMaster Cepheid Photometry and Radial Velocity Data Archive, su crocus.physics.mcmaster.ca (archiviato dall'url originale l'8 ottobre 2021).
• American Association of Variable Star Observers, su aavso.org.
• OGLE Atlas of Variable Star Light Curves – Classical Cepheids, su ogle.astrouw.edu.pl.

V · D · M Classificazione delle stelle variabili
Pulsanti	Regolari δ Cephei (Cefeidi) · Cefeidi classiche (tipo I) · Cefeidi di tipo II (W Virginis, BL Herculis) · RR Lyrae · δ Scuti (Cefeidi nane) · SX Phoenicis · γ Doradus Azzurre con spettro variabile β Cephei · B lentamente pulsanti · PV Telescopii A lungo periodo (LPV) Semiregolari Mira (Mireidi) · LSP Irregolari Irregolari lente Altre RV Tauri · α Cygni · ZZ Ceti (Nane bianche pulsanti)
Eruttive	Pre-sequenza principale (PMS) Ae/Be di Herbig Orione FU Orionis (FUor) T Tauri EX Lupi (EXor/SubFUor) Sequenza principale A brillamento Giganti e Supergiganti Wolf-Rayet (WR) · S Doradus (LBV) · γ Cassiopeiae · R Coronae Borealis (RCB) Binarie eruttive RS Canum Venaticorum Cataclismiche e/o esplosive Novae · Supernovae · Novae rosse luminose · Ipernovae · AM Herculis (Polar) · AM Canum Venaticorum · DQ Herculis (Polar intermedie) · Simbiotiche · Z Andromedae Novae nane Z Camelopardalis · SU Ursae Majoris · U Geminorum
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