''Zenith'' on line

Periodico di Astronomia di base a cura del
Centro Astronomico "Neil Armstrong" - Salerno

Numero 20

La variabile... meravigliosa

di Simona Petrosino



Nel 1956 Fabricius osservò nella costellazione della Balena (Cetus) una stella che non era elencata in nessun catalogo: l'astro, seguito attentamente notte dopo notte, diminuì lentamente il suo splendore per poi scomparire nel giro di due mesi. Si può quindi immaginare lo stupore di Fabricius quando nel 1609 vide riapparire di nuovo la stella che, a causa del suo strano comportamento, fu chiamata Mira, ossia La Meravigliosa.

Oggi siamo in grado di spiegare il meccanismo che determina la variazione di luminosità di questa stella, la quale è diventata il prototipo di una classe di variabili, le cosiddette "variabili a lungo periodo", altrimenti dette "variabili di tipo Mira".

Come mai una stella diventa del tipo Mira Ceti?
Questo è il risultato dell'evoluzione di astri aventi una massa fino a 6-8 volte quella solare.
Nella regione centrale di ogni stella, dove la temperatura è sufficientemente alta, avvengono delle reazioni di fusione nucleare: essenzialmente 4 nuclei di idrogeno si combinano per costituire 2 nuclei di elio. Ad un certo punto, però, tutto l'idrogeno si esaurisce, per cui il nucleo della stella non è più in equilibrio e comincia a contrarsi: la contrazione provoca un aumento di temperatura riaccendendo le reazioni in un involucro che circonda il nucleo divenuto inerte. In questa fase, la stella si gonfia fino ad assumere le dimensioni di una gigante; inoltre gli strati superficiali si raffreddano, per cui osserviamo una gigante rossa.
Non si tratta ancora, tuttavia, di una stella di tipo Mira: successivamente il nucleo della stella può diventare così caldo da innescare la fusione dell'elio, che va così a formare il carbonio. In questa fase il nucleo si stabilizza e si ha una parziale riduzione di splendore perché gli strati più esterni cominciano a contrarsi di nuovo; quando poi l'elio si esaurisce, si arriva ad uno stadio in cui la stella gigante ha un nucleo inerte di carbonio, circondato da un guscio dove brucia l'elio, a sua volta racchiuso dentro un altro guscio dove fonde idrogeno.
In questa situazione la stella inizia a pulsare ed a variare di luminosità: è divenuta una variabile di tipo Mira. Mira Ceti in particolare ha un periodo di 331 giorni e varia dalla magnitudine di 9.3 a quella di 3.5; ha un diametro di 556 milioni di Km, per cui se fosse al posto del Sole, invaderebbe lo spazio fino all'orbita di Marte.

Tutte le variabili di tipo Mira hanno una temperatura relativamente bassa e sono poco dense, in particolare l'involucro esterno è estremamente rarefatto.
Durante il loro ciclo di variabilità, queste stelle dapprima diminuiscono lentamente di volume e aumentano progressivamente la temperatura: i veli più esterni si dissolvono e il globo appare più piccolo ma molto più luminoso. Poi la temperatura torna a diminuire, il diametro aumenta e lo splendore cala, finché tutto ritorna allo stato iniziale.

Le stelle variabili del tipo Mira rappresentano gli stadi iniziali delle nebulose planetarie.
Questi astri, infatti, nel corso delle ripetute pulsazioni, perdono una certa quantità di massa nello spazio circostante: tale perdita aumenta in modo significativo quando la stella, ormai al termine del ciclo di pulsazioni, sviluppa un supervento stellare che allontana rapidamente gran parte della materia. Il supervento, alla fine, priva quasi completamente la stella del suo guscio esterno e produce una spessa nube di gas in espansione che crea la planetaria: a causa di tale meccanismo di formazione, le planetarie assumono la caratteristica forma di anello.
Le nebulose più giovani sono anche le più piccole ed hanno un raggio di pochi giorni luce: queste si espandono lentamente, con velocità tipiche di circa 20 Km/s; successivamente, assumono dimensioni di diversi anni luce e diventano sempre più rarefatte.
Così come la nebulosa, anche la stellina centrale (il residuo della variabile tipo Mira) evolve: questa stella è molto brillante ed è responsabile della luminosità della planetaria, poiché eccita i gas che la costituiscono. Inizialmente la stella illumina molto bene solo il bordo interno del guscio gassoso, per cui appare molto più luminosa rispetto alla nebulosa stessa. In seguito, la temperatura aumenta cosicché la stella irraggia una quantità maggiore di energia illuminando in tal modo l'intera struttura della planetaria, mentre nell'ottico quasi non rileviamo più l'astro. Alla fine, la stella entra in una fase di raffreddamento, per cui possiamo osservarla di nuovo, anche se ormai è diventata molto debole ed è immersa in una nebulosità diffusa, ciò che resta dell'originario anello planetario.