Non tutti sanno che
 | Le Cefeidi variano |
Solo apparentemente è una stella come tutte le altre: perché, in realtà, essa ha dato il nome a una famiglia di astri che ha consentito agli astronomi di misurare le distanze che ci separano da quasi tutti gli oggetti che popolano l’Universo.
Un gigantesco equilibrio di forze
Una stella è un’immensa sfera, composta da vari gas (principalmente, idrogeno e elio), sottoposta a due forze che si equilibrano a vicenda: da un lato, la forza di gravità, che tende a far collassare tutta la materia che compone la stella nel suo centro; dall’altro lato, il fortissimo calore, prodotto dai processi di fusione termonucleare, che avvengono al centro dell’astro, che tende a far dilatare la stella stessa, spingendo i suoi strati più superficiali verso l’esterno. Di norma, sotto l’equilibrio di queste forze, la stella mantiene inalterate le sue dimensioni. Ma esistono stelle – le Cefeidi, appunto – che, in un particolare periodo della loro esistenza, subiscono l’azione prevalente di una di queste due forze. Con il risultato che le dimensioni e la luminosità cambiano periodicamente, lungo archi di tempo più o meno elevati.
Contrazioni e dilatazioni continue
Quando il diametro di una Cefeide è minimo, sotto l’azione della forza di gravità, la densità e la temperatura sono massime. Allora, la stella prende a dilatarsi, sotto l’azione del calore. Ma, così facendo, la materia stellare diviene sempre più fredda e rarefatta. A quel punto, l’attrazione gravitazionale prende nuovamente il sopravvento, e la stella riprende a contrarsi e a riscaldarsi; chiudendo, così, il ciclo. Con il variare della temperatura, tuttavia, varia anche la luminosità della stella. Ma non in perfetta sincronia, in quanto calore si propaga con un certo ritardo dagli strati interni a quelli superficiali della stella, che sono quelli da cui proviene la luce che noi vediamo. Per cui, la luminosità massima si osserva quando la stella si sta espandendo nuovamente, e il minimo si ha mentre l’astro è già in contrazione.
Un facile metodo di misura
Questo fenomeno, di per sé notevole, non è, comunque, il motivo principale dell’importanza di questa classe di astri nella storia dell’Astronomia; bensì, il fatto che la loro luminosità è tanto più intensa quanto maggiore è il periodo di variazione di quest’ultima. Questo significa che, se è possibile determinare la distanza della Terra da una Cefeide, e misurarne il periodo e la luminosità, allora sarà possibile conoscere la distanza di qualunque altra stella di questo tipo, semplicemente misurandone il periodo, e confrontando la sua luminosità con quella di un’altra Cefeide, avente lo steso periodo, e distanza nota dal nostro pianeta. E questo fu proprio quello che fece, nel 1917, l’astronomo statunitense Harlow Shapley, sfruttando la scoperta di una sua collega dell’Osservatorio di Harvard, Miss Henrietta Leavitt. La cui storia merita, comunque, di essere raccontata in altra sede.
L’andamento della luminosità di una Cefeide in corrispondenza alle varie fasi; come si vede, il massimo e il minimo di luminosità sono sfasati rispetto alle variazioni estreme. I diversi colori indicano le variazioni di temperatura: diminuzione dal giallo pallido all’arancione.
Approfondimenti
Bibliografia
- Gratton Livio, Introduzione all’astrofisica, vol. 2, Zanichelli, Bologna, 1978.
- Tempesti Piero, Le stelle, in Astronomia, alla scoperta del cielo, vol. 2, Armando Curcio Editore, Roma, 1982.
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