Stelle variabili

Tutte le stelle, incluso il Sole, presentano probabilmente leggere variazioni periodiche della luminosità. Questo fenomeno è praticamente inosservabile nella maggior parte dei casi, ma risulta molto accentuato nelle cosiddette stelle variabili. Alcune di esse variano in maniera ciclica e con precisione cronometrica, altre sono altamente irregolari.
Le variabili più spettacolari sono le novae e le supernovae. Le prime possono essere 200.000 volte più luminose del Sole e possono emettere una piccola parte della loro massa a velocità dell'ordine dei 950 km/s. In alcuni casi questa emissione è periodica, finché la perdita eccessiva di massa arresta il processo.
Le supernovae sono invece fenomeni catastrofici e assolutamente non periodici. Rappresentano infatti l'esplosione di una stella, e per alcuni giorni possono raggiungere una luminosità elevatissima, circa 10 miliardi maggiore di quella solare, prima di spegnersi definitivamente, lasciando un inviluppo in espansione, visibile come una nebulosa gassosa, detta resto di supernova; ne è un esempio la Crab Nebula (Nebulosa Granchio), osservata come supernova dalla Terra nel 1054. In alcuni casi al centro della supernova si forma una pulsar (vedi sotto). Le novae sono abbastanza frequenti nella Via Lattea (una o due vengono osservate ogni anno), mentre l'esplosione di una supernova è un fenomeno estremamente raro. Nel 1987 esplose una supernova nella vicina galassia della Grande Nube di Magellano.
Molte stelle variabili presentano regolari variazioni di luminosità perché pulsano, cioè si espandono e si contraggono. Un esempio importante è costituito dalle variabili Cefeidi, che ripetono il proprio ciclo di variabilità in modo piuttosto preciso, con periodi compresi tra un giorno e qualche centinaio di giorni. Sono tutte molto più luminose del Sole, inoltre più lungo è il periodo maggiore è la luminosità media della Cefeide. Questa relazione periodo-luminosità, scoperta dall'astronoma Henrietta Leavitt presso l'osservatorio di Harvard, è importantissima per la misura delle distanze stellari. Per calcolare la distanza della stella è infatti sufficiente misurarne il periodo di variazione e la luminosità apparente.
Le stelle variabili sono di grande interesse perché le loro variazioni sono causate di solito da peculiarità della struttura interna che si modifica con l'età. Esse possono quindi fornire informazioni circa l'evoluzione delle stelle.
Le variabili a eclisse variano per cause esterne piuttosto che interne. Un tipico esempio è Algol nella costellazione di Perseo; si tratta di una stella doppia composta da una componente luminosa e da una debole, in orbita l'una attorno all'altra in un piano situato quasi esattamente lungo la linea di vista dal nostro pianeta. Quando la componente meno luminosa eclissa l'altra, la brillantezza apparente della coppia diminuisce sensibilmente. Gli astronomi hanno osservato migliaia di variabili a eclisse, raccogliendo dati che si sono rivelati di grande utilità per la determinazione delle masse stellari.

Pulsar e stelle di neutroni

Le pulsar sono intense sorgenti di impulsi radio. L'energia che esse irradiano nello spazio appare in rapida pulsazione con periodi estremamente regolari, che variano da alcuni secondi a piccolissime frazioni di secondo. Solo con i più precisi orologi è possibile rivelare le variazioni del periodo di pulsazione e i dati raccolti indicano che è necessario circa un milione di anni perché esso raddoppi.
I risultati delle analisi degli spettri di emissione suggeriscono che le pulsar siano stelle di neutroni in rapida rotazione, del diametro di una quindicina di km e con densità elevatissima.