Variabili RR Lyrae

Le variabili RR Lyrae sono una classe di stelle variabili. Sono caratterizzate da pulsazioni regolari che si verificano negli strati più esterni a causa dell'instabilità tra la pressione delle radiazioni verso l'esterno e le forze gravitazionali verso l'interno. Questa instabilità genera una variazione della luminosità della stella. Il periodo della pulsazione è molto breve, al di sotto delle 24 ore. Sono stelle anziane (appartenenti alla Popolazione II) nella classe spettrale A o F di massa relativamente bassa. Hanno perso massa nella fase di gigante rossa e attualmente hanno circa la metà della massa del Sole. Generalmente si trovano negli ammassi globulari. Le stelle di questa sono utilizzate dagli astronomi come "candele standard" per misurare le distanze di vari corpi celesti.

Questa classe di stelle prende il nome dalla stella RR Lyrae situata nella costellazione della Lira. La sua natura variabile fu scoperta nel 1901 da Williamina Fleming, che lavorava presso l'Harvard Observatory. Questa stella cambia la sua luminosità tra magnitudini di +7,06 e +8,12 ogni 13 ore e 36 minuti.

Queste stelle si trovano in una fase specifica della loro evoluzione, quella in cui l'elio al loro interno si fonde in carbonio e ossigeno. Si tratta di una fase in cui la stella è molto instabile. L'instabilità tra la pressione e le forze gravitazionali si manifesta principalmente nelle regioni più esterne della stella, seguendo un ritmo che può essere abbastanza regolare, e genera la variazione del loro volume e di conseguenza anche della luminosità di queste stelle. Per questa ragione la caratteristica distintiva di queste stelle è la loro pulsazione radiale periodica, che provoca una variazione regolare della loro luminosità.

Una delle forme più comuni di questi movimenti dinamici è nota come pulsazione radiale. Nella pulsazione radiale la stella mantiene la sua forma sferica durante le pulsazioni, anche se il suo raggio varia ciclicamente nel tempo.

Tipi di RR Lyrae

Gli astronomi osservano queste variazioni di luminosità attraverso quello che viene chiamato la curva di luce (o curva della luminosità). Questa curva rappresenta la luminosità apparente della stella nel tempo, mostrando come cambia durante un ciclo pulsazionale completo. In particolar modo, la curva evidenzia due aspetti fondamentali: l'ampiezza e il periodo della pulsazione, che forniscono molte informazioni sulla stella e sulle sue caratteristiche.

Questo ha permesso di classificare le RR Lyrae in tre tipi principali RRab, RRc, RRd a seconda della forma della curva di luminosità, detta classificazione di Bailey.

• RRab
  Questo tipo costituisce circa il 90% di tutte le RR Lyrae finora osservate. Sono caratterizzate da aumenti rapidi della luminosità.
• RRc
  Rappresentano circa il 9% delle RR Lyrae osservate. Hanno periodi più brevi e variazioni della luminosità più sinusoidali.
• RRd
  Sono casi molto rari, meno del 1% delle stelle RR Lyrae osservate. Presentano due modalità di pulsazione, a differenza delle RRab e RRc.

La differenza tra RR Lyrae e Cefeidi

Le stelle RR Lyrae pulsano in modo simile alle variabili Cefeidi, ma la natura e la storia di queste stelle si ritiene sono piuttosto diverse. Le RR Lyrae sono stelle vecchie, di massa relativamente bassa, appartenenti alla Popolazione II. Le variabili Cefeidi classiche, invece, sono stelle di massa superiore appartenenti alla Popolazione I. Inoltre, le variabili RR Lyrae sono molto più comuni delle Cefeidi, ma anche molto meno luminose e il loro periodo è più breve, tipicamente meno di un giorno, a volte anche poche ore. Infine le RR Lyrae, si trovano a tutte le latitudini galattiche, diversamente dalle Cefeidi classiche, che sono concentrate al piano galattico.