La prima variabile intrinseca scoperta fu
una stella in Cetus, battezzata Mira Ceti (Fabricius 1596),
il cui periodo di circa 11 mesi (stabilito definitivamente
intorno al 1660) permise di identificarla con il primo membro
del gruppo, tuttora chiamato, delle "variabili a lungo periodo".
Variazioni temporali di magnitudine in diverse bande
fotometriche per una tipica Cefeide della nostra galassia
Nel 1784 Goodricke scoprì le variazioni uminose di delta
Cephei, da cui ha preso il nome la classe delle variabili
Cefeidi, stelle massicce di popolazione I (popolazione giovane)
in fase di combustione centrale dell'elio.
Le stelle variabili man mano
scoperte venivano catalogate e con l'avvento della fotografia
stellare, verso la fine del diciannovesimo secolo, il numero
di oggetti identificati salì rapidamente fino a superare
il migliaio.
Intorno al 1900, grazie alla tecnica fotografica, Bailey scoprì
numerose stelle variabili a corto periodo in ammassi globulari.
Queste furono chiamate RR Lyrae dal nome del primo membro
di questa classe
scoperto nel campo da Mrs. W. P. Fleming nel 1901. Le RR Lyrae
sono stelle di popolazione II (popolazione vecchia), poco
massicce, in fase di combustione centrale dell'elio. Bailey,
studiando le proprietà di queste variabili nel piano periodo-ampiezza,
identificò due gruppi (le RRab e le RRc) che poi la teoria
delle pulsazioni ha spiegato in termini di pulsazione nel
modo fondamentale e nel primo sopratono. Ma il primo importante
successo della fotografia stellareapplicata alle variabili
fu quello ottenuto da Miss Leavitt (1912)
che, osservando le Cefeidi delle Nubi di Magellano, scoprì
la relazione periodo-luminosità destinata a divenire la base
di una scala
assoluta delle distanze galattiche ed extragalattiche.
Posizione nel diagramma HR delle più note
classi di stelle variabili pulsanti. Le linee rappresentano
il luogo dei punti ad età e composizione chimica fissata
(isocrone) al variare della massa. In particolare in rosso
riportiamo l'isocrona per una popolazione vecchia (pop II,
dell'ordine di 10 miliardi di anni), in azzurro l'isocrona
per una popolazione di 100 milioni di anni ed in nero l'isocrona
di una popolazione di pochi milioni di anni (entrambe assimilabili
a pop I)
Tra le altre categorie di stelle pulsanti,
identificate successivamente, ricordiamo le delta scuti (popolazione
I, e leSX Phoenicis (popolazione II), le Cefeidi di tipo II
(stelle di popolazione II identificate come W Vir e BL Her),
con massa più piccola e luminosità più alta delle RR Lyrae,
e le Cefeidi Anomale (stelle di Popolazione II, AC), che costituiscono
il solo tipo di variabili luminose (più luminose delle RR
Lyrae) presenti nelle galassie sferoidali nane e la cui natura
è ancora dibattuta.
Tutte queste classi di stelle pulsanti occupano una regione
bendefinita nel diagramma di Hertzsprung-Russell (HR), che
riporta le luminosità (o le magnitudini) stellari in funzione
della loro temperatura (o del colore). Tale regione copre
un intervallo di temperature, tagliando quasi verticalmente
il diagramma HR ed è
detta striscia di instabilità.
Il fatto che tutte queste classi siano localizzate,
anche se a livelli di luminosità diversi, nella stessa striscia
ha suggerito in passato che il meccanismo responsabile della
variabilità fosse lo stesso per tutte. Le stelle pulsanti
più studiate sono comunque le Cefeidi classiche e le RR Lyrae.
Le prime grazie alla già citata relazione PL e alla relazione
PLC (periodo-luminosità-colore), introdotta da Sandage e
Tammann (1969) per tener conto della larghezza in temperatura
della striscia di instabilità, rivestono un ruolo determinante
per la calibrazione degli indicatori secondari di distanza e quindi
per la determinazione della
costante di Hubble Ho.
Le relazioni PL in sette bande fotometriche (BVRIJHK) per le Nubi
di Magellano
(Madore & Freedman, 1991)
Le seconde sono "traccianti"
delle proprietà chimiche e dinamiche delle popolazioni stellari
vecchie nella Galassia e nelle galassie vicine e, grazie al
loro ristretto intervallo di luminosità, sono usate come
candele campione per la determinazione delle distanze degli
ammassi globulari, del centro della Galassia e di sistemi
vicini del Gruppo Locale.
Da un punto di vista teorico l'idea che la variabilità stellare
possa essere dovuta a espansioni e contrazioni periodiche
o cicliche risale al lavoro di Shapley (1914) e trova il suo
fondamento matematico con Eddington (1918). Successivamente
i modelli di pulsazione hanno conosciuto un notevole sviluppo
e dettagli sull'argomento possono essere trovati nelle pagine
degli approfondimenti. Ricordiamo soltanto che la teoria delle
pulsazioni stellari consente di determinare relazioni analitiche
tra parametri pulsazionali (periodi e
ampiezze dell'oscillazione) e parametri evolutivi stellari
(luminosità, massa, temperatura). Il confronto con le osservazioni
consente quindi di stimare le proprietà intrinseche delle
stelle con importanti ripercussioni sui problemi legati alla
misura delle distanze e allo studio delle popolazioni stellari.
Inoltre tale confronto consente di verificare le assunzioni
e i risultati della teoria dell'evoluzione stellare.