L’Universo è un posto davvero, davvero grande. Stiamo parlando… impercettibilmente grande! Infatti, basandosi su decenni di osservazioni, gli astronomi ora credono che l’Universo osservabile misuri circa 46 miliardi di anni luce. La parola chiave è osservabile, perché se si tiene conto di ciò che non possiamo vedere, gli scienziati pensano che l’universo sia in realtà più largo di 92 miliardi di anni luce.
La parte più difficile in tutto questo è fare misure accurate delle distanze coinvolte. Ma dalla nascita dell’astronomia moderna, si sono evoluti metodi sempre più accurati. Oltre al redshift e all’esame della luce proveniente da stelle e galassie lontane, gli astronomi si basano anche su una classe di stelle note come Variabili Cefeidi (CV) per determinare la distanza degli oggetti all’interno e all’esterno della nostra Galassia.
Definizione:
Le stelle variabili sono essenzialmente stelle che subiscono fluttuazioni nella loro luminosità (aka. luminosità assoluta). Le variabili Cefeidi sono un tipo speciale di stelle variabili in quanto sono calde e massicce – da cinque a venti volte la massa del nostro Sole – e sono note per la loro tendenza a pulsare radialmente e a variare sia in diametro che in temperatura.
Inoltre, queste pulsazioni sono direttamente collegate alla loro luminosità assoluta, che si verifica entro periodi di tempo ben definiti e prevedibili (da 1 a 100 giorni). Se tracciata come relazione tra magnitudine e periodo, la forma della curva di luminosità delle Cephiadi assomiglia a quella di una “pinna di squalo” – fa il suo improvviso aumento e picco, seguito da un declino più costante.
Il nome deriva da Delta Cephei, una stella variabile nella costellazione del Cefeo che fu la prima CV ad essere identificata. L’analisi dello spettro di questa stella suggerisce che le CV subiscono anche cambiamenti in termini di temperatura (tra 5500 – 66oo K) e di diametro (~15%) durante un periodo di pulsazione.
Uso in astronomia:
La relazione tra il periodo di variabilità e la luminosità delle stelle CV le rende molto utili per determinare la distanza di oggetti nel nostro Universo. Una volta che il periodo è misurato, la luminosità può essere determinata, fornendo così stime accurate della distanza della stella utilizzando l’equazione del modulo della distanza.
Questa equazione afferma che: m – M = 5 log d – 5 – dove m è la magnitudine apparente dell’oggetto, M è la magnitudine assoluta dell’oggetto, e d è la distanza dell’oggetto in parsec. Le variabili Cefeidi possono essere viste e misurate ad una distanza di circa 20 milioni di anni luce, rispetto ad una distanza massima di circa 65 anni luce per le misure di parallasse terrestri e poco più di 326 anni luce per la missione Hipparcos dell’ESA.
Perché sono luminose, e possono essere viste chiaramente a milioni di anni luce di distanza, possono essere facilmente distinte da altre stelle luminose nelle loro vicinanze. In combinazione con la relazione tra la loro variabilità e la luminosità, questo li rende strumenti molto utili per dedurre la dimensione e la scala del nostro Universo.
Classi:
Le variabili Cefeidi sono divise in due sottoclassi – Cefeidi Classiche e Cefeidi di Tipo II – in base alle differenze nella loro massa, età e storia evolutiva. Le Cefeidi classiche sono stelle variabili di Popolazione I (ricche di metallo) che sono 4-20 volte più massicce del Sole e fino a 100.000 volte più luminose. Subiscono pulsazioni con periodi molto regolari dell’ordine di giorni o mesi.
Queste Cefeidi sono tipicamente giganti e supergiganti gialle luminose (classe spettrale F6 – K2) e subiscono variazioni di raggio dell’ordine di milioni di chilometri durante un ciclo di pulsazione. Le Cefeidi classiche sono usate per determinare le distanze delle galassie all’interno del Gruppo Locale e oltre, e sono un mezzo con cui la costante di Hubble può essere stabilita (vedi sotto).
Le Cefeidi di Tipo II sono stelle variabili di Popolazione II (povere di metallo) che pulsano con periodi tipicamente tra 1 e 50 giorni. Le Cefeidi di tipo II sono anche stelle più vecchie (~10 miliardi di anni) che hanno circa la metà della massa del nostro Sole.
Le Cefeidi di tipo II sono anche suddivise in base al loro periodo nelle sottoclassi BL Her, W Virginis, e RV Tauri (dal nome di esempi specifici) – che hanno periodi di 1-4 giorni, 10-20 giorni, e più di 20 giorni, rispettivamente. Le Cefeidi di tipo II sono usate per stabilire la distanza dal centro galattico, dagli ammassi globulari e dalle galassie vicine.
Ci sono anche quelle che non rientrano in nessuna delle due categorie, che sono note come Cefeidi anomale. Queste variabili hanno periodi inferiori a 2 giorni (simili alle RR Lyrae) ma hanno luminosità più elevate. Hanno anche masse più alte delle Cefeidi di tipo II, e hanno età sconosciute.
Sono state osservate anche una piccola parte di variabili Cefeidi che pulsano in due modi allo stesso tempo, da qui il nome di Cefeidi a doppio modo. Un numero molto piccolo pulsa in tre modi, o in una combinazione insolita di modi.
Storia dell’osservazione:
La prima variabile Cefeide ad essere scoperta fu Eta Aquilae, che fu osservata il 10 settembre 1784 dall’astronomo inglese Edward Pigott. Delta Cephei, da cui prende il nome questa classe di stelle, fu scoperta pochi mesi dopo dall’astronomo dilettante inglese John Goodricke.
Nel 1908, durante un’indagine sulle stelle variabili nelle Nubi di Magellano, l’astronoma americana Henrietta Swan Leavitt ha scoperto la relazione tra il periodo e la luminosità delle Cefeidi classiche. Dopo aver registrato i periodi di 25 diverse stelle variabili, pubblicò le sue scoperte nel 1912.
Negli anni seguenti, molti altri astronomi avrebbero condotto ricerche sulle Cefeidi. Nel 1925, Edwin Hubble fu in grado di stabilire la distanza tra la Via Lattea e la Galassia di Andromeda basandosi sulle variabili Cefeidi all’interno di quest’ultima. Queste scoperte sono state fondamentali, in quanto hanno risolto il Grande Dibattito, in cui gli astronomi cercavano di stabilire se la Via Lattea fosse unica o una delle tante galassie nell’Universo.
Misurando la distanza tra la Via Lattea e diverse altre galassie, e combinandola con le misure di Vesto Slipher del loro redshift, Hubble e Milton L. Humason furono in grado di formulare la Legge di Hubble. In breve, furono in grado di provare che l’Universo è in uno stato di espansione, qualcosa che era stato suggerito anni prima.
Altri sviluppi durante il 20° secolo inclusero la divisione delle Cefeidi in classi diverse, che aiutò a risolvere i problemi nella determinazione delle distanze astronomiche. Questo è stato fatto in gran parte da Walter Baade, che negli anni ’40 ha riconosciuto la differenza tra Cefeidi classiche e di tipo II in base alle loro dimensioni, età e luminosità.
Limitazioni:
Nonostante il loro valore nel determinare le distanze astronomiche, ci sono alcune limitazioni con questo metodo. Il principale è il fatto che con le Cefeidi di tipo II, la relazione tra periodo e luminosità può essere influenzata dalla loro bassa metallicità, dalla contaminazione fotometrica e dall’effetto mutevole e sconosciuto che il gas e la polvere hanno sulla luce che emettono (estinzione stellare).
Queste questioni irrisolte hanno portato a diversi valori citati per la costante di Hubble – che variano tra 60 km/s per 1 milione di parsec (Mpc) e 80 km/s/Mpc. Risolvere questa discrepanza è uno dei più grandi problemi della cosmologia moderna, dal momento che la vera dimensione e la velocità di espansione dell’Universo sono collegate.
Tuttavia, i miglioramenti nella strumentazione e nella metodologia stanno aumentando la precisione con cui le variabili Cefeidi vengono osservate. Col tempo, si spera che le osservazioni di queste curiose e uniche stelle daranno valori veramente accurati, rimuovendo così una fonte chiave di dubbio sulla nostra comprensione dell’Universo.
Abbiamo scritto molti articoli interessanti sulle Variabili Cefeidi qui a Universo Oggi. Ecco Gli astronomi trovano un nuovo modo per misurare le distanze cosmiche, gli astronomi usano l’eco di luce per misurare la distanza da una stella, e gli astronomi si avvicinano all’energia oscura con la costante di Hubble perfezionata.
Astronomy Cast ha un interessante episodio che spiega le differenze tra le stelle di popolazione I e II – Episodio 75: Popolazioni Stellari.