Studio delle stelle variabili

Le stelle variabili
Stima e acquisizione della variazione di magnitudine
Trattamento dei dati e trasmissione ai centri di raccolta
Fotometria con DSLR

a cura di Paolo Botton


Lo studio delle stelle variabili che porto avanti è svolto in collaborazione con l'AAVSO - American Association of Variable Star Observers (web: www.aavso.org); stima, acquisizione della variazione di magnitudine, trattamento dei dati ed invio sono quindi gestiti secondo le loro linee guida.
I contenuti di questa pagina sono frutto di una ricerca letteraria svolta su documentazione AAVSO e basati sulla mia personale esperienza: non rappresentano un trattato esaustivo ma intendono essere un punto di partenza per chiunque voglia avvicinarsi a questa materia. Per semplicità tratterò quindi di osservazioni visuali con l'ausilio di binocoli o telescopi, attività di per se poco dispendiosa in termini di denaro e tempo ma in grado di dare molte soddisfazioni.

Il perché di questo studio e dei motivi che potrebbero spingere altri a seguire questa via l'ho indicato in modo stringato nella sezione documentazione, all'interno della "GUIDA PER IL NEOFITA".
Ulteriori informazioni e attività presso il sodalizio SidereoGRID.

Le stelle variabili - breve introduzione

La variabilità: un fenomeno che coinvolge tutto l'Universo, che non è statico ed immutabile, come ci hanno insegnato Giordano Bruno, Galileo Galilei e loro contemporanei.
Nel caso specifico delle stelle variabili, queste sono stelle che cambiano di luminosità.
Le stelle sono spesso variabili quando sono molto giovani oppure molto vecchie e tale variabilità può essere dovuta a cause intrinseche alla stella (espansione, contrazione, eruzione, etc.), oppure a fattori esterni come le eclissi di due o più stelle.
Nel 2000 erano note e catalogate oltre 30000 stelle variabili, mentre altre 14000 erano sospettate di variabilità.
Gran parte delle stelle - comprese il Sole e la Stella Polare - risultano di luminosità variabile se misurate con precisione; la Polare è un stella tripla variabile di titpo Cefeide, una stella pulsante la cui luminosità varia del 16% durante un periodo di 3,97 giorni.
Anche il Sole ha una sua variabilità il cui periodo è di circa 4-8 minuti.
Le stelle variabili sono indicate con una sigla; il primo catalogatore fu Fiedrich Argelander, nel XIX secolo, a cui si deve il medoto che porta il suo nome (Metodo Argelander). Poiché all'epoca le lettere libere per indicare nuove stelle iniziavano dalla R, la prima variabile di una costellazione ha assunto il prefisso R, la seconda S e così via sino alla Z.
La catalogazione riprende poi da RR, per procedere con RS, fino a RZ. Se non bastasse, si riparte con SS, ST... SZ e così via sino a ZZ.
A volte le combinazioni non bastano e quindi ulteriori variabili prendono i prefissi AA, AB, e via via fino a QZ.
La lettera J è omessa, quindi sono possibili 334 nomi.
Dopo QZ, le variabili assumono il prefisso V335, V336, e così via.
Non basta, al prefisso deve seguire il genitivo latino del nome della costellazione, altrimenti non è chiaro a quale insieme di stelle esse appartengono.
Esempi: U Aurigae, TW Acquarii, W Ursae Majoris, AB Draconis.

Classi di stelle variabili
In linea di massima si distinguono 2 classi di stelle variabili:

    Intrinseche o fisiche
    pulsanti
    cataclismiche (eruttive)
    ottiche o pseudo-variabili
    binarie ad eclisse
    stelle rotanti

Ciò che caratterizza, dal nostro punto di vista, una stella variabile, è la sua curva di luce.
Si tratta della visualizzazione grafica della variazione di luminosità della stella nel tempo. Sull'asse delle ordinate si trova il valore di variazione di magnitudine mentre lungo le ascisse è allocato il tempo cui tale variazione si riferisce.
Quali informazioni contiene o possono essere evinte?

    Periodo orbitale delle binarie ad eclisse
    Grado di regolarità (o irregolarità) delle eruzioni stellari.
    Masse o le dimensioni delle stelle.

Detto in modo semplicistico, l'insieme delle osservazioni nel tempo permettono di rivelare una variazione nel periodo di una stella, che può essere un indizio di una variazione nella struttura della stessa.

Alcune dei principali tipi di stelle variabili

    Cefeidi
    Pulsano con periodi tra 1 e 70 giorni con variazioni luminose tra 0,1 e 2 magnitudini.
    Sono stelle massicce dalla luminosità elevata e tipo spettrale F al loro massimo e tra G e K al loro minimo.
    Le Cefeidi sono considerate buone buone candidate per progetti osservativi per studenti e neofiti poiché sono luminose ed hanno periodi brevi.
    RR Lyrae
    Pulsano con periodi da 0.05 a 1.2 giorni e presentano variazioni luminose da 0,3 a 2 magnitudini.
    Sono stelle giganti bianche, di classe spettrale A, più vecchie e meno massicce delle Cefeidi.
    Anche queste sono buoni candidati per progetti osservativi per studenti o neofiti.
    RV Tauri
    I periodi, definiti come l'intervallo di tempo tra due minimi profondi, vanno a 30 a 150 giorni.
    Presentano una variazione luminosa caratteristica con minimi alternativamente più o meno profondi; alcune di queste stelle mostrano variazioni cicliche a lungo termine da centinaia a migliaia di giorni.
    Le variazioni luminose possono arrivare a 3 magnitudini.
    Sono supergiganti gialle di classe spettrale da G a K.
    LPV Long Period Variables - Variabili di lungo periodo
    Hanno periodi tra 30 e 1000 giorni. Sono giganti o supergiganti rosse di tipo spettrale M, R, C o N.
    Esistono due sottoclassi:
    Mira
    Stelle che variano con periodi tra 80 e 1000 giorni e mostrano variazioni luminose visuali di oltre 2,5 magnitudini. Si tratta di giganti rosse.
    Semiregolari
    Hanno periodi conpresi tra 30 e 1000 giorni. Offrono una periodicità apprezzabile accompagnata da intervalli di variazione semiregolare o irregolare. Mostrano variazioni luminose visuali inferiori a 2,5 magnitudini. Sono giganti e supergiganti rosse.
    Variabili Cataclismatiche
      Note anche come variabili eruttive, subiscono occasionali, violente esplosioni non distruttive (eventi di novae). Alcune vanno incontro a drammatici e conclusivi aumenti di luminosità (esplosioni distruttive o eventi si supernovae). La causa dei fenomeni è imputabiule ai processi termonucleari sia negli strati superficiali, sia in quelli interni.
      Si distinguono quindi:
        Novae (trattate nella documentazione, all'interno di "Universo, stelle e pianite: piccola guida")
        Novae ricorrenti
        Simili alle novae, ma mostrano due o più esplosioni di ampiezza leggermente minore nella loro storia conosciuta)
        Novae Nane
        In genere si tratta di sistemi binari stretti, formati da una nana rossa (un po' più fredda del nostro Sole) ed una nana bianca circondata da un disco di accrescimento.
        L'aumento da 2 a 6 magnitudini è dovuto all'instabilità nel disco a seguito del deflusso del gas sulla nana bianca.
        Esistono tre sottoclassi principali delle novae nane: le stelle U Gem, Z Cam e SU UMa.
          U Geminorum
          Dopo periodi di quiescenza al minimo di luminosità, queste stelle brillano improvvisamente; l'eruzione avviene ad intervalli tra 30 e 500 giorni e dura di solito tra 5 e 20 giorni.
          Z Camaleopardis
          Simili alle U Geminorum, mostrano variazioni cicliche, interrotte da intervalli di luminosità costante chiamati "intervalli di stabilità". Gli intervalli durano l'equivalente di diversi cicli, con la stella bloccata ad una luminosità a un terzo della strada dal massimo al minimo.
          SU Ursae Majoris
          Simili alle U Geminorum, sono caratterizzate da due distinti tipi di esplosione:
          una debole, frequente e breve, con una durata tra 1 e 2 giorni;
          una superesplosione luminosa, meno frequente, e lunga, con una durata tra 10 e 20 giorni. Durante le superesplosioni, sulla curva di luce, appaiono piccole modulazioni periodiche (definite supergobbe).
        Supernovae (trattate nella documentazione, all'interno di "Universo, stelle e pianite: piccola guida")
        Stelle Simbiotiche
        si tratta di sistemi binari stretti composti da una gigante rossa ed una stella blu calda immerse all'interno di una nebulosità.
        Mostrano delle esplosioni semi-periodiche simili alle novae, fino a 3 magnitudini in ampiezza.
        R Coronae Borealis
        Supergiganti rare, luminose, povere di idrogeno e ricche di carbonio. Queste stelle passano gran parte del tempo alla massima luminosità, indebolendosi occasionalmente fino a 9 magnitudini ad intervalli irregolari. Tornano alla massima luminosità dopo un periodo che varia da alcuni mesi ad un anno.
        Le stelle di questo gruppo hanno tipi spettrali da F a K ed R.
    Binarie ad eclisse
    Questi sistemi di stelle hanno una rivoluzione con un piano orbitale vicino alla linea di vista dell'osservatore; questa caratteristica fa sí che le componenti del sistema si eclissano periodicamente l'un l'altra, comportando una diminuzione della luminosità apparente del sistema così come viene visto dall'osservatore.
    Il periodo dell'eclisse,(periodo orbitale del sistema), può andare dai minuti agli anni.
    Variabili Rotanti
    In questo tipo di stelle, la variazione luminosa dovuta alla presenza di chiazze opache o brillanti oppure gruppi di macchie stellari superficiali tali da comportare una variazione della luminosità apparente.

Stima e acquisizione della variazione di magnitudine

Le curve di luce sono il punto di partenza per lo studio delle stelle variabili, questi grafici sono prodotti a fronte delle migliaia di osservazioni della variazione di luminosità che sono trasmesse ai centri di raccolta.
Tralasciando per ora l'analisi con fotometri fotoelettrici o CCD, per la stima visuale della magnitudine, l'AAVSO, attraverso il Variable Star Plotter (http://www.aavso.org/vsp), mette a disposizione una serie di carte specifiche, adatte all'osservazione visuale con binocoli e telescopi.
Tali mappe, selezionabili in base al campo reale di osservazione fornito dallo strumento utilizzato, riportano, oltre alla grafica della stella variabile e di quelle di confronto con relative magnitudini apparenti, anche una serie di diciture specifiche quali: l'ampiezza di variazione di magnitudine, il periodo di pulsazione o variazione di luminosità, il tipo di stella variabile e classe spettrale.
Per la localizzazione con sistemi di puntamento automatico sono fornite le coordinate equatoriali riferite all'anno 2000 (J2000).
È presente anche un codice numerico o alfanumerico sulla destra in alto; si tratta del numero di carta AAVSO, utile durante la trasmissione dei dati osservativi.
Nell'esempio qui sotto riporto la carta per W UMa, una variabile binaria a contatto ad eclisse il cui periodo di rivoluzione delle componentiè di circa 8 ore.

È possibile scegliere di studiare una o più stelle variabili di propria scelta, oppure aderire alle campagne osservative indicate sul sito dell'AAVSO (http://www.aavso.org/alert-and-special-notices).
Per i neofiti, l'associazione fornisce un elenco di stelle facili su cui iniziare a lavorare (http://www.aavso.org/easy-stars).
Scelta e traguardata una stella, è possibile avviare la stima della magnitudine in quel preciso istante.

Effettuare una stima della luminosità è facile, in teoria, ma richiede un minimo di pratica.

La misura della luminosità di una stella è definita magnitudine; più la stella è brillante, minore sarà il valore numerico che identifica la sua magnitudine.
La stima della luminosità di una stella variabile si effettua utilizzando almeno due stelle (dette di confronto) la cui luminosità è nota: una più brillante e l'altra meno brillante della variabile.
Utilizzo il riquadro centrale sinistro per un esempio pratico (l'unico senza la risposta).
La variabile è identificata al centro di un crocicchio. La magnitudine delle stelle di confronto è indicata a fianco delle singole stelle (64, 51, 61, ecc.). Le magnitudini stellari sono espresse al primo decimale ma poiché il "punto" oppure la "virgola" possono essere confusi con una stella, i valori sono scritti senza il segno separatore; le magnitudini dell'esempio di leggono quindi: 6,4     5,1     6,1     ecc.
Per la precedente definizione di magnitudine, ci si deve abituare al fatto che la stella 5,1 è più brillante della stella 6,4 e che la stella 6,1 è meno brillante della stella 5,1.
E ancora, nella realtà le stelle con compaiono come punti più o meno grossi in funzione della loro luminosità, la rappresentazione grafica serve solo come spunto di riflessione, a noi le stelle appariranno come punti di (quasi) identica grandezza e quindi si dovrà effettuare un certo apprendistato per discriminare le differenze di luminosità.
Per effettuare una prima stima generica, se la luminosità di una stella appare a metà strada tra due stelle che sappiamo essere di magnitudine 5,0 e 6,0, la magnitudine della stella variabile è 5,5.
Sul riquadro dell'esempio si nota che il punto che indica la stella 5,1 è più grosso (quindi, per quanto appena spiegato, indica più brillante) che per la stella con 6,4 alla sua sinistra.
Ecco le domande... Con risposta.
D: La variabile è più luminosa o più debole della stella più brillante (con magnitudine 5,1)?
R: Più debole.
D: La variabile è più luminosa o più debole della successiva stella più brillante (con magnitudine 6,1)?
R: Più debole.
D: La variabile è più luminosa o più debole della successiva stella più brillante (con magnitudine 6,4)?
R: Più luminosa.
Quindi la variabile è più brillante di 6,4, ma non così brillante come 6,1.
Cosa possiamo fare con questi numeri? La risposta è interpolare, ossia stimare un valore che sia compreso tra i due estremi noti.
Il valore che cerchiamo si trova a metà strada tra 6,4 e 6,1? Certo; quindi è plausibile stimarlo tra 6,2 e 6,3.
Sì, ma quale dei due è quello giusto?
Se si ha la sensazione che la variabile sia un po' più luminosa della via di mezzo allora la stima è 6,2.
Se invece la si percepisce meno luminosa, allora la stima è 6,3.
Non serve perdersi in troppe ipotesi, ci si deve fidare delle percezioni; l'abilità di trovare la risposta giusta migliorerà con la pratica.
Non scendo nella motivazione tecnica che ci fa soprassedere sull'errore di stima (che chiamiamo rumore) e che rende utili anche i dati acquisiti affetti da (minime) approssimazioni.
Quello che serve alla comunità scientifica è la maggiore quantità di dati a carico di una particolare stella, ovviamente prelevati con il maggior scrupolo possibile.
Utilizzando gli esempi sopra riportati, è possibile fare esercizio per iniziare a padroneggiare la tecnica, sebbene solo il lavoro all'oculare potrà essere il vero banco di prova.

In funzione della tipologia che contraddistingue la variabile, i dati si dovrebbero acquisire secondo questi intervalli, suggeriti dall'AAVSO:


Tipo di stella    Frequenza di osservazione
Cefeidi    ogni notte serena
RR Lyrae    ogni 10 minuti
RV Tauri    una volta per settimana
Mira    una volta per settimana
Semiregolari    una volta per settimana
Cataclismiche    ogni notte serena
Simbiotiche*    una volta per settimana
R CrB*    al massimo una volta per settimana
R CrB*    al minimo ogni notte serena
Eclisse    ogni 10 minuti durante un'eclisse
Rotanti    ogni 10 minuti
Irregolari    una volta per settimana
Sospette    ogni notte serena

*oppure ogni notte serena per osservare possibili pulsazioni di piccola ampiezza di queste stelle.

È importante tenere a mente che osservazioni troppo frequenti, da parte di un osservatore, di stelle che richiedono osservazioni settimanali, come le variabili Mira o semiregolari, possono distorcere la curva di luce e la media delle osservazioni.

Tenere un quaderno delle proprie osservazioni sul campo potrebbe sembrare anacronistico, ma è metodico, garantisce la congruenza temporale delle registrazioni, è utilizzabile sempre e comunque... Sia chiaro che ognuno è libero di scegliere il supporto su cui trascrivere i dati delle proprie sessioni di lavoro purchè lo si faccia durante l'osservazione e non dopo, seguendo uno schema univoco.
Personalmente utilizzo la penna biro (o una matita copiativa come facevano gli astronauti russi) e quaderni con fogli A4 senza anelli apribili, in modo che non si possano rimuovere le pagine o alterarne l'ordine.
Ogni sessione osservativa è una scheda a sé il cui spazio occupato sul foglio varia in base al numero di stelle che osservo. La scheda, ossia la parte del foglio di quaderno, è composta da un'intestazione e dalle righe in cui riporto i dati.
Nell'intestazione si indica la DATA GIULIANA e la data civile, le caratteristiche dello strumento e le condizioni meteo generali.
Per ogni stella di cui si effettua lo studio si riserva una riga, che deve contenere 7 colonne, una per i seguenti dati identificativi:

nome della variabile
ora dell'osservazione
magnitudine stimata della variabile
magnitudine delle stelle di confronto usate per la stima
identificazione della mappa utilizzata
codice di commento e campo note, relativi a tutto ciò che possa influenzare il rilevamento, come nuvole, foschia, presenza della Luna, vento forte, ecc.
Se serve, si devono utilizzare esclusivamente i seguenti codici:
B - cielo luminoso, Luna, crepuscolo, inquinamento luminoso, aurore
U - nubi, polveri, fumi, foschia o nebbia, ecc.
W - seeing scadente
L - stella bassa, prossima all'orizzonte, tra gli alberi, vista ostruita
D - attività inusuale (affievolimento, fiammata o bagliore, compartamento insolito, ecc.)
Y - Outburst
K - carta non AAVSO
S - problemi con la sequenza di confronto
Z - magnitudine della stella incerta
I - identificazione della stella incerta
V - stella debole, prossima al limite osservativo, appena intravista

Ecco un esempio di scheda. I dati riportati non sono significativi.

Data Giuliana: 2455443Strumento: STC 8" - f/10 - 80x - C.A.: 30"
  
Data civile: 03/09/2010Condizioni meteo: velature, nubi passeggere
  
Variabile Ora Magnitudine Confronto Mappa Codice Note
AB Dra22:00130129, 1332878lvUVelature
ETA Aql22:284045, 342878mn  
W Uma22:478080, 792878naWMolta aria
... ecc.

Trattamento dei dati e trasmissione ai centri di raccolta

È possibile riportare i dati acquisiti su fogli di calcolo per studi ed analisi comparative con altri osservatori visuali, oppure inviarli alla sede AAVSO perché siano messi a disposizione della comunità scintifica.
In questo caso, una volta raccolti i dati del mese, entro i primi 3 giorni del mese successivo si devono trasmettere al centro di raccolta AAVSO (http://www.aavso.org/webobs).
Personalmente utilizzo l'inserimento individuale di ciascun astro osservato (Submit observations individually), quindi mi trovo di fronte ad una maschera d'inserimento di questo tipo:

Nel campo statico "Observer Code" compare il proprio codice identificativo, fornito dall'AAVSO al momento della propria iscrizione nel registro degli osservatori.
Gli altri campi sono compilabili ma solo quelli che hanno un asterisco * sono obbligatori.
I dati da inserire si prelevano semplicemente dal quaderno, così come i codici di commento, che nella maschera si presentano sotto forma di lista di spunta e sono un mezzo rapido atto ad indicare una particolare situazione che caratterizza il momento dell'osservazione e acquisizione del valore di magnitudine.
È possibile riportare un ulteriore commento prolisso a corollario della sigla nell'apposito campo indicato con l'etichetta "Comments".

Una volta che i dati sono stati inviati al centro di raccolta AAVSO, è possibile tracciare una curva di luminosità (LGC - Light Curve Generator) e verificare se tra i dati siano stati inseriti quelli propri.
Nell'esempio che segue si nota il mio nome tra alcune delle altre decine di persone che hanno collaborato al rilevamento dei dati della variabile Z Uma.
NOTA: per questioni di spazio l'immagine riporta solo un parte di coloro che hanno immesso i propri dati osservativi.

Per approfondimenti sugli argomenti trattati suggeristo di scaricare il Manuale AAVSO in italiano. È gratuito, ben scritto ed esplicita estremamente bene i contenuti che avete appena letto.


© Paolo B.
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