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Astronomia: rilevate oltre 200 stelle variabili

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Un team di astronomi indiani ha osservato un giovane ammasso aperto noto come NGC 281, alla ricerca di nuove stelle variabili. Per effettuare lo studio dell’ammasso gli astronomi hanno fatto ricorso al telescopio Devasthal Optical Telescope.

Il Devasthal Optical Telescope da 3,6 m è un telescopio Ritchey-Chrétien costruito dall’Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (ARIES) e si trova nel sito dell’Osservatorio Devasthal nelle vicinanze di Nainital, Uttarakhand, India. L’ottica del telescopio è stata costruita in collaborazione con la società belga Advanced Mechanical and Optical System (AMOS).

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Il DOT ARIES da 3,6 metri è oggi il più grande telescopio riflettente esistente in Asia. DOT è dotato di uno spettrografo ottico, un imager CCD e uno spettrografo nel vicino infrarosso. DOT è anche il primo del suo genere in India a disporre di un sistema ottico attivo, con un sensore del fronte d’onda e attuatori pneumatici che compensano le piccole distorsioni nella forma dello specchio da 4,3 tonnellate dovute alla gravità o alle aberrazioni atmosferiche.

Il telescopio DOT ha permesso di estrarre dalle osservazioni una notevole mole di dati in quanto sono state rilevate ben 228 nuove stelle variabili. La scoperta è apparsa in un documento pubblicato il 5 aprile sul repository di pre-stampa arXiv.

Le stelle variabili

Con l’espressione “variabile” si indicano le stelle che presentano un cambiamento importante della loro luminosità in un periodo breve rispetto alla loro vita. Il mutamento di luminosità può andare da qualche minuto fino a pochi anni. le stelle variabili sono caratterizzate dalla particolare curva di luce, un diagramma nel quale e’ riportata la magnitudine apparente della stella in funzione del tempo.

Dall’andamento di questa curva si risale al periodo della variazione e alla sua ampiezza, cioè alle proprietà che distinguono la stella stessa.

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Sono noti diversi tipi di stelle variabili; alcune sono periodiche, altre mostrano fluttuazioni di luminosità casuali, soprattutto nelle prime fasi della loro esistenza.

Sono note inoltre stelle variabili fisiche (intrinseche) e geometriche (estrinseche);
le variabili “intrinseche” sono stelle in cui le variazioni di luminosità hanno origine intrinseche in quanto la stella deve correggere il proprio stato di equilibrio a seguito di qualche instabilità dovuta agli strati più esterni. Per tornare in equilibrio la stella si mette a “pulsare” finché non si ristabiliscono le sue condizioni normali.

Le stelle variabili si dividono in tre sottogruppi principali:

_ Le variabili pulsanti, nelle quali la stella si espande e contrae periodicamente.

_ Le variabili eruttive, che mostrano brillamenti e espulsioni di massa stellare.

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_ Le variabili esplosive, che vanno incontro a drammatici cambiamenti del loro stato fisico, come nel caso delle novae o delle supernovae.

Invece nelle stelle variabili “estrinseche”  la variabilità ha origine da cause esterne come ad esempio nei sistemi binari nei quali il piano orbitale è osservato di profilo, periodicamente una delle due componenti “nasconde” l’altra e la magnitudine apparente del sistema di conseguenza fluttua; oppure nel caso di una stella che ospita esopianeti che gli orbitano intorno e ne eclissano una parte della luce periodicamente.

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Le stelle variabili potrebbero offrire importanti indicazioni sugli aspetti della struttura e dell’evoluzione stellare. Potrebbero inoltre essere utili per una migliore comprensione della scala delle distanze dell’universo. In particolare, gli studi sulle stelle variabili negli ammassi stellari sono particolarmente importanti per gli astronomi in quanto possono contribuire ad identificare gli errori sistematici che influenzano gli indicatori di distanza stellare.

Un team di astronomi guidato da Sneh Lata dell’Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences in India, ha effettuato lo studio di nuove stelle variabili nell’ambito del programma Search for Pre-Main-Sequence (PMS) Variability in Young Open Clusters (YOC). 

Grazie al telescopio ottico ARIES Devasthal da 1,30 m, hanno eseguito osservazioni fotometriche di NGC 281, chiamata “Nebulosa Pac-Man” per via della sua forma. NGC 281 è un ammasso aperto e una nebulosa a emissione distante 9.300 anni luce dal sistema solare. Le osservazioni di NGC 281 sono iniziate nell’ottobre 2010 e sono continuate fino a novembre 2017.

A caccia di stelle variabili

Il team di astronomi ha identificato 228 stelle variabili nel campo in cui si trova NGC 281; 81 di questi astri si sono rivelati membri del cluster. Le restanti 147 stelle variabili potrebbero appartenere alla popolazione di campo. Cinquantuno stelle recentemente scoperte in NGC 281 sono stelle pre-sequenza principale (PMS), mentre il resto si trova nella sequenza principale.

La fase della sequenza principale è lo stadio evolutivo delle stelle nel quale l’energia prodotta dalla fusione dell’idrogeno nel nucleo è la sola fonte di energia della stella. Durante questo stadio la stella è in una condizione di equilibrio stabile e la sua struttura cambia solo perché la sua composizione chimica gradualmente cambia a causa delle reazioni nucleari che trasformano l’idrogeno in elio.

Gran parte delle nuove stelle variabili PMS sono dette stelle variabili T Tauri, ma sono presenti anche stelle Herbig Ae / Be. Quando si tratta delle 30 stelle della sequenza principale, sono Beta Cefeidi, Delta Scuti, stelle di tipo B che pulsano lentamente e nuove variabili di classe. Lei stelle rimanenti del campo potrebbero essere RR Lyrae, Delta Scuti o variabili binarie.

Lo studio ha evidenziato che l’ampiezza e la massa delle stelle variabili T Tauri presenti in NGC 281 sembrano essere correlate poiché le stelle con masse superiori a 2,5 masse solari hanno ampiezze minori. Gli astronomi hanno spiegato che ciò potrebbe dipendere dalla mancanza di disco o alla distribuzione uniforme delle macchie sulla fotosfera stellare.

Gli astronomi hanno inoltre evidenziato che in un sottotipo di stelle T Tauri nell’ammasso, le stelle T Tauri a linea debole (WTTS), l’ampiezza della variabilità aumenta con l’età della stella. Ciò suggerisce che la distribuzione delle macchie sulla superficie di queste variabili cambia in base alla loro età.

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