L’osservazione visuale delle stelle variabili

L’astronomia è uno di quei pochi campi della scienza in cui anche il contributo dei dilettanti può essere importante. Anzi, le osservazioni compiute dalle migliaia di astronomi non professionisti sparsi nel mondo – i cosiddetti “astrofili” – si rivelano estremamente utili, specie quando si tratta di seguire, in maniera continuativa e protratta nel tempo, il comportamento di certi oggetti celesti specifici: Sole, Luna, stelle, pianeti, comete o semplici meteore. Ma il settore di ricerca che più si avvantaggia delle osservazioni effettuate dagli astrofili è lo studio delle “stelle variabili”, cioè di quelle stelle la cui luminosità varia molto rapidamente rispetto alla durata della loro vita.

Il numero delle stelle variabili note o sospette tali, attualmente stimato in circa 60.000, è enorme in rapporto all’esiguo numero di scienziati che si dedicano a tale tipo di stelle. Pertanto gli astronomi, che hanno a disposizione i telescopi sempre per tempi assai limitati, da soli non sarebbero certo in grado di studiarle tutte con la dovuta attenzione, soprattutto quando si tratta di variabili non periodiche o con una periodicità superiore ai pochi giorni.

Per fortuna esistono, oramai un po’ in tutti i Paesi, singoli appassionati oppure interi gruppi di osservatori dilettanti che, anche se dotati spesso di modesti strumenti (come ad es. quelli che puoi trovare qui), si affiancano ai professionisti in questo fondamentale lavoro di sorveglianza, e danno così il loro piccolo ma significativo contributo al progresso delle nostre conoscenze astrofisiche. Lo studio delle stelle variabili, infatti, aiuta gli specialisti a ricavare informazioni essenziali sulla natura fisica delle stelle, sul loro ciclo evolutivo e – più indirettamente, grazie al fatto che alcuni tipi di variabili sono degli eccellenti indicatori di distanza – perfino sulla struttura dell’universo galattico ed extragalattico.

La curva di luce tipica di una cefeide, un tipo di stelle variabili ampiamente usate in astronomia come indicatori di distanza. (fonte: ESA/Hubble)

L’osservazione amatoriale delle stelle variabili non richiede costose attrezzature o difficili nozioni tecniche: basta possedere un binocolo e, soprattutto, sapere dove e quando osservare. Con appena un po’ di pratica e di pazienza, è possibile rivelare anche le più piccole variazioni di luminosità e raccogliere in poco tempo una gran mole di dati osservativi, i quali potranno venire poi facilmente analizzati dallo stesso astrofilo, magari con l’ausilio di un personal computer. Questo articolo, che si rivolge soprattutto a un profano della materia, intende fornire tutte quelle indicazioni necessarie per effettuare, partendo da zero, delle osservazioni di tipo visuale assolutamente valide dal punto di vista scientifico. Mi auguro dunque che possa, da una parte, rivelarsi utile per gli astrofili che si vogliono avvicinare allo studio delle stelle variabili e, dall’altra, che spinga nuove persone a puntare un piccolo telescopio al cielo: magari per scoprirvi, come spesso accade, qualcosa di inatteso.

Definizione e nomenclatura delle stelle variabili

Una stella “variabile”, come suggerisce la parola stessa, è una stella che varia nel tempo la sua luminosità, cioè la quantità di luce emessa osservata qui dalla Terra. Una tale definizione, tuttavia, potrebbe includere in pratica ogni tipo di stella, visto che i normali cambiamenti evolutivi fanno mutare in maniera significativa la luminosità di questi astri, almeno su scale di tempo dell’ordine del milione di anni o più grandi. Pertanto, una definizione più corretta di stella variabile dovrebbe richiedere che la luminosità varii su scale di tempo piuttosto brevi: minuti, giorni, anni o al massimo secoli.

Storicamente, le prime osservazioni di variazioni luminose rilevanti nelle stelle si riferiscono all’improvvisa apparizione nel cielo di supernove, frutto della violenta esplosione di alcune stelle di grande massa. La prima supernova di cui abbiamo notizia è quella del 1054 d.C. riportata nelle antiche cronache cinesi, alla quale seguirono, a distanza di alcuni secoli, quelle osservate nel 1572 e nel 1604, rispettivamente, dai due più famosi astronomi dell’epoca, Tycho Brahe e Giovanni Keplero. Ma soltanto nel Novecento si è capito che anche le supernove sono, a loro modo, delle stelle variabili: in precedenza, la prima variabile scoperta dall’uomo era considerata Mira Ceti, la cui fluttuzione di luce venne notata nel 1609 dal pastore protestante David Fabricius. Da quell’anno, le scoperte di stelle variabili si sono susseguite con ritmo crescente. Una lista compilata da Argelander nel 1844 ne comprende appena 18, ma l’elenco si allunga rapidamente già verso la fine dell’Ottocento, grazie alla ricerca sistematica resa possibile dall’introduzione della fotografia.

Le 18 stelle variabili conosciute nel 1844, secondo una famosa lista compilata dall’astronomo tedesco Argelander. A quell’epoca, le supernove non erano ancora classificate come stelle variabili.

Le variabili (o sospette tali) oggi catalogate sono oltre 62.000 e centinaia di nuove stelle vengono incluse ogni anno in questa categoria. Per la stragrande maggioranza, si tratta di oggetti appartenenti alla nostra galassia, e più della metà sono visibili anche con uno strumento amatoriale, quale un telescopio del diametro di 30 cm. E siccome con uno strumento del genere si possono rivelare in tutto il cielo circa 25 milioni di stelle, se ne deduce che oggi sono note come variabili appena due stelle su mille. Tuttavia questa percentuale è nella realtà alquanto più elevata perché, malgrado le ricerche sistematiche, molte variazioni di luminosità – specie quelle più piccole o peculiari – sfuggono all’osservazione. Secondo alcune stime, è ragionevole valutare il numero delle stelle variabili nella Galassia intorno all’1-2% del numero totale di stelle: poiché la Via Lattea contiene circa 300 miliardi di stelle, le variabili galattiche potrebbero pertanto essere in tutto qualche miliardo.

La posizione delle varie classi di stelle variabili intrinseche sul famoso diagramma “evolutivo” di Hertzprung-Russell.

Per dare un nome a ogni nuova stella variabile scoperta, Argelander propose nella seconda metà dell’Ottocento di indicarle, progressivamente, con una lettera maiuscola dalla R alla Z seguita dal genitivo del nome latino della costellazione di appartenenza: ad esempio, R Cyg, S Cyg, e così via fino a Z Cyg. Ma i nomi si rivelarono ben presto insufficienti e la sequenza venne estesa con la combinazione di due lettere, a partire da RR, RS fino ad arrivare a ZZ. Quando anche le nuove 45 sigle furono esaurite, si continuò la serie con altre coppie di lettere non utilizzate in precedenza: AA, AB fino a QR (saltando però la J), per un totale di 334 combinazioni. Negli anni Venti, l’Unione Astronomica Internazionale decise di numerare le variabili, a partire dalla 335a, premettendo la lettera V al numero d’ordine progressivo: a QR Cyg sarebbe quindi seguita V335 Cyg, poi V336 Cyg, senza ulteriori limiti. A questa complicata nomenclatura sfuggono solo le variabili comprese nel catalogo di Bayer delle stelle più brillanti pubblicato all’inizio del Seicento, che non sono mai state rinominate, come le famose δ Cephei, ε Carinae e β Persei.

La classificazione delle stelle variabili

La classificazione delle stelle variabili è cominciata più di un secolo fa, quando le diverse classi di variabili erano descritte in termini di stelle-prototipo o “capostipite” (si parlava, ad esempio, di stelle tipo Mira Ceti o di variabili tipo Algol), e gli astronomi introducevano spesso nuove classi, allorché scoprivano delle piccole differenze osservative fra gli oggetti noti. La moderna tassonomia è però, almeno a un primo livello, assai più generica. Infatti, tranne alcune eccezioni, in base al meccanismo fisico che determina la variazione di luce, le variabili possono essere divise in quattro gruppi:

  • Geometriche (per esempio, le v. tipo Algol) – Sono sistemi di due o più stelle delle quali una è deformata, oppure periodicamente eclissata, dalla sua compagna. Vengono dette anche variabili estrinseche, o “false variabili”, poichè la loro variazione luminosa dipende da cause del tutto esterne alla stella. Sono invece delle variabili intrinseche, o “vere variabili”, perchè devono la loro fluttuazione di luce a fenomeni fisici interni, le:
  • Rotanti (per esempio, il Sole, le pulsar) – Si tratta di stelle che variano di luminosità in maniera periodica a causa della propria rotazione. Quest’ultima può essere rapidissima come nel caso delle pulsar, resti radioemittenti di stelle collassate, o molto più lenta, come nel caso del nostro Sole, che può essere considerato una variabile con ciclicità undecennale;
  • Eruttive (per esempio, le novae, le supernovae e le stelle a flare) – Sono stelle caratterizzate da esplosioni che avvengono in modo improvviso e imprevedibile. La potenza associata a questi fenomeni va dalle esplosioni cataclismiche delle supernovae, che comportano quasi la sparizione della stella, alle esplosioni delle novae, che interessano solo gli strati superficiali, fino ai piccoli guizzi, o flare, delle stelle più normali;
  • Pulsanti (per esempio, le v. tipo Mira Ceti) – Sono stelle la cui luminosità varia in relazione a un ciclo periodico di contrazione ed espansione degli strati superficiali dell’astro. Non sono delle stelle anomale bensì, come la maggior parte delle variabili intrinseche, semplicemente stelle normali che attraversano una fase evolutiva critica, la quale contrassegna il passaggio da un lungo periodo di relativa stabilità al successivo.

Schema della classificazione delle stelle variabili.

La distinzione fra i vari tipi di stelle variabili è in realtà molto più complessa, nel senso che all’interno di queste quattro grosse categorie vi è un’ulteriore classificazione in sottotipi, o classi, per un totale di circa 100 diverse classi di stelle. Così, ad esempio, le variabili rotanti comprendono sottotipi come le α2 Canum Venaticorum (indicate in gergo con il simbolo “ACV”), le BY Draconis (BY), le SX Arietis (SX), le pulsar (PSR), eccetera. A questo proposito, un utilissimo elenco, completo e commentato, di tutte le classi di stelle variabili esistenti, organizzate in sette grandi gruppi, e dei relativi simboli è reperibile nel sito dell’Astronomical Society of South Australia, all’indirizzo http://www.assa.org.au/vstars/ (cliccare su “Classifying”). Questo elenco, oltre a essere compilato in una veste grafica molto piacevole, è parecchio aggiornato, essendo la descrizione dettagliata delle classi ufficiali menzionate nella IVa edizione del Catalogo Generale delle Stelle Variabili.

Un’altra classificazione assai più semplice utile per gli astrofili, basata sull’andamento nel tempo della luce emessa – o “curva di luce” – distingue le stelle variabili in periodiche, semiregolari e irregolari. Una stella, infatti, è considerata una variabile periodica, o regolare, se la variazione della sua curva di luce e in particolare la posizione dei massimi e dei minimi si ripete nel tempo in maniera quasi uguale, dove la parola “quasi” sta a significare che sono ammesse delle piccole irregolarità. Se gli sfasamenti tra un ciclo di variazione luminosa e l’altro oltrepassano una certa soglia – diciamo, sono dell’ordine di un decimo del periodo – oppure se la forma della curva di luce cambia nel tempo accompagnata dalla presenza di “disturbi” vari (pianerottoli, inflessioni, gobbe, doppi massimi, etc.), per cui non si possono determinare i massimi e i minimi, allora la stella è detta semiperiodica, o semiregolare. Infine, se la curva di luce presenta ondulazioni di notevole ampiezza ma nessuna riconoscibile periodicità, la variabile viene considerata irregolare.

Le variabili periodiche sono stelle spesso osservate in campo amatoriale, specie da chi è alle prime armi, trattandosi di oggetti di cui è facile seguire l’andamento nel tempo: grazie alla ciclicità di queste stelle, è possibile prevedere il loro comportamento futuro sulla base di osservazioni passate. La previsione dei futuri istanti di massimo o minimo luminoso di una variabile periodica si fa conoscendo la relativa effemeride, uno scritto contenente gli elementi o la formula che permettono di calcolare la data in cui l’evento si verificherà. Se, ad esempio, per una stella viene fornita l’effemeride:

Min  =  2442961,0934  +  3,0632253  × E

il primo numero, detto epoca, è la data di partenza (espressa in giorni giuliani e corrispondente qui a un massimo avvenuto alle ore 14:15 T.U. del 1° luglio 1976; si veda l’articolo Calcolo data giuliana e correzione eliocentrica), la quale va usata per il calcolo dei massimi successivi; il secondo numero è il periodo della variazione, misurato in giorni, ed E (= 1, 2, 3…) numera semplicemente gli eventi. Per convenzione, l’epoca corrisponde a un massimo primario, mentre indica un minimo primario in due sole eccezioni: le variabili a eclisse e RV Tauri.

Scelta delle stelle, cataloghi e database

Di stelle variabili ce ne sono – lo abbiamo appena visto – per tutti i gusti. Come scegliere allora quelle su cui concentrare la propria attenzione? Innanzitutto in base alle preferenze e alle diverse situazioni personali. Chi, per esempio, sa già di poter effettuare solo una stima per notte, troverà senz’altro più opportuno rivolgere i suoi interessi alle variabili a lungo o medio periodo; chi invece è in grado di compiere più stime per notte su una stessa variabile, potrà occuparsi pure di quelle a corto e cortissimo periodo.

Determinante è anche l’obiettivo che ci si prefigge di raggiungere: di solito, all’inizio una certa dimestichezza con la tecnica osservativa adottata e, soltanto in seguito, il monitoraggio di alcune stelle di interesse scientifico (accuratamente selezionate tra le migliaia possibili), allo scopo di mettere a disposizione della comunità scientifica i dati raccolti. In tutti i casi, la nostra scelta è influenzata a priori da tre importanti fattori: la strumentazione ottica disponibile, che limita la possibilità di osservazione alle stelle abbastanza luminose da risultare visibili anche quando sono al minimo; la tecnica fotometrica usata (visuale, fotografica, fotoelettrica, CCD), che restringe la scelta alle variabili con un intervallo di luminosità ben maggiore della minima fluttuazione di luce rilevabile con quella tecnica; la latitudine del luogo di osservazione, che determina quali stelle risultano visibili per tutto l’anno, quali solo in alcune stagioni dell’anno (ed a certe ore), e quali addirittura mai.

Le stelle variabili che si trovano nelle costellazioni circumpolari settentrionali sono le uniche stelle, insieme alle variabili a corto e cortissimo periodo, che possono essere seguite con una certa continuità da un singolo osservatore.

A un certo punto, occorrerà poi decidere se elaborare un programma osservativo proprio o aderire invece alle campagne osservative promosse dalle associazioni di variabilisti, tipo la AAVSO americana e il GEOS europeo, che operano a livello internazionale, o altre a carattere più “locale”, come l’AFOEV francese, la BAAVSS britannica e la Sezione Stelle Variabili (SSV) dell’Unione Astrofili Italiani. È in genere preferibile che chiunque si accinga a osservare stelle variabili lavori in coordinamento con altri. Solo un variabilista esperto, difatti, potrebbe essere in grado di elaborare un programma di osservazione di sicura validità scientifica. Inoltre, mentre le osservazioni visuali di un singolo astrofilo non costituiscono di solito un dato affidabile agli occhi della comunità scientifica, quando sono cumulate con le osservazioni di altri dilettanti possono venir prese in seria considerazione dai professionisti. In parecchi casi, infine, è difficile per un singolo osservatore seguire una variabile per il suo intero ciclo o, comunque, con la continuità necessaria.

Una volta individuata la categoria di stelle che ci interessano, per ottenere tutte le informazioni che servono nella fase di scelta degli specifici oggetti da studiare, soprattutto se decidiamo di procedere per conto nostro, è sempre consigliabile consultare i numerosi cataloghi specializzati di stelle variabili usati dai professionisti. Questi, peraltro, si rivelano uno strumento prezioso anche per controllare se un’eventuale variabile da noi “scoperta”, più o meno per caso, non era magari già nota alla comunità scientifica.

Le principali pubblicazioni nel settore, curate tutte dallo Sternberg Astronomical Institute di Mosca, in Russia, sono tre. La più famosa è il General Catalogue of Variable Stars (GCVS), un’opera in cinque volumi giunta alla sua quarta edizione, che contiene informazioni sui 28.435 oggetti galattici noti e classificati come variabili nel 1982 (Vol. I-III) e sulle 10.979 variabili extragalattiche conosciute nel 1995 (Vol. V). La seconda pubblicazione è costituita dalle cosiddette Name-Lists of Variable Stars, ovvero le liste designazione di nuove variabili, pubblicate ogni 1-2 anni per aggiornare e integrare il GCVS: le liste n° 67-75, ad esempio, comprendono le 7.580 variabili riconosciute ufficialmente tali fra il 1982 e il 1999. La terza e ultima importante pubblicazione dello Sternberg è un altro catalogo, il New Catalogue of Suspected Variables Stars (NSV), una raccolta di dati relativi a 14.811 stelle sospettate di variabilità nel 1982, recentemente integrata da un supplemento con le nuove 11.206 sospette variabili scoperte dal 1982 al 1997.

Oggi, grazie a Internet, è possibile consultare direttamente online questi immensi archivi di dati, oltre che gli innumerevoli cataloghi “specializzati” in determinati tipi di stelle variabili: supernove, cefeidi a lungo periodo, variabili cataclismiche, eccetera. Le informazioni tipiche così ottenibili su una stella sono il nome che designa ufficialmente l’astro, la costellazione cui appartiene, le coordinate celesti (ascensione retta e declinazione), il sottotipo o la classe di variabilità, la magnitudine minima e massima, il tipo spettrale, eventualmente il periodo e l’epoca, e la referenza bibliografica più importante sulla variabilità della stella. Quando si interroga uno di questi database si può dunque compiere facilmente ricerche su categorie di oggetti da noi stessi definite: per esempio, si può chiedere un elenco di tutte le variabili ad eclisse di periodo inferiore a 12 ore e più luminose della nona magnitudine che si trovano nella costellazione dell’Orsa Maggiore, o cose del genere.

Il VizieR Catalogue Service, che è un gigantesco archivio gestito dal Centro dati astronomici di Strasburgo (Francia), raccoglie i dati contenuti in tutti i principali cataloghi di carattere astronomico pubblicati nel mondo. Una volta connessi con il relativo sito (http://vizier.ustrasbg.fr/vizier/), tramite la maschera di ricerca dei cataloghi, potete accedere a tutti i cataloghi di stelle variabili disponibili. Volendo, potrete consultare anche più cataloghi insieme selezionandoli contemporaneamente. Il più importante, nel 2000, era il Combined General Catalogue of Variable Stars, compilato da Kholopov nel 1998 e indicato con la sigla “II/214A”: i dati contenuti in questo database sono infatti quelli, combinati, dei Vol. I-III e V del GCVS, delle liste di designazione n° 67-73 e del catalogo NSV. La sigla “II/219” cela invece i dati del New Catalogue of Suspected Variable Stars Supplement, realizzato da Kazarovets nel 1998, cioè delle sospette variabili scoperte dal 1982 al 1997.

Cartina di riferimento e cataloghi stellari

Una volta selezionate le stelle che faranno parte del nostro programma osservativo, il problema successivo è quello di riuscire a individuarle sulla volta celeste per poterne stimare la luminosità rispetto ad alcune stelle di splendore costante. A questo scopo, è utilissima la cosiddetta cartina di riferimento, o semplicemente cartina della variabile, che raffigura il campo stellare in cui la stella che ci interessa monitorare si trova immersa.

Una tipica cartina di riferimento utilizzata dagli astrofili nell’osservazione delle stelle variabili. Si noti come, per individuare una debole variabile di 8a-12a magnitudine quale SS Cygni, siano necessarie varie cartine a campo sempre più stretto.

La cartina in questione è una mappa stellare a grande campo se la stella è luminosa e visibile a occhio nudo, mentre rappresenta una piccola zona di cielo, fortemente ingrandita come se la si vedesse al telescopio, se la stella è debole e si trova in un ricco campo di stelline. La funzione primaria della cartina è infatti di permettere un’identificazione sicura della variabile rispetto alle altre stelle vicine: cosa assai facile nel caso di stelle visibili a occhio nudo, ma che diventa progressivamente più complessa al diminuire del loro splendore. I problemi cominciano quando la variabile – o per sua natura, o per il fatto di trovarsi al minimo di luminosità – presenta magnitudine oltre la 8a-10a. In questi casi, è necessario disporre di una serie di carte stellari con magnitudine limite crescente che abbraccino campi celesti via via più ristretti e folti di stelle. La variabile può allora essere individuata con il binocolo o il cercatore del telescopio, partendo dalle stelle più luminose del campo e tracciando idealmente triangoli, quadrati e linee fra stelle sempre più deboli.

L’altra funzione, non meno importante, della cartina di riferimento è quella di indicare una serie di stelle nei dintorni della variabile, dette stelle confronto, che dovranno essere utilizzate come termini di paragone nella stima di luminosità della variabile stessa. Tali stelle non sono il frutto di scelte casuali, ma rispondono a una serie di criteri preferenziali, quali la somiglianza di colore, la facilità di reperimento, una congrua differenza di magnitudine, eccetera. Esse sono identificate, in ordine di luminosità decrescente, da una sequenza di lettere dell’alfabeto maiuscole o minuscole (a, b, c…), oppure da valori numerici in cui è omessa la virgola decimale, che stanno a indicare in maniera diretta la luminosità (ad es., “92” sta per magnitudine 9,2). Altre informazioni utili fornite generalmente dalla cartina di una variabile, peraltro reperibili di solito anche su Internet, sono le coordinate celesti (ascensione retta e declinazione) della stella, la sua classificazione corrente, l’intervallo di variazione, l’eventua-le periodo con relativa effemeride e il tipo spettrale.

Se si intraprende un programma osservativo autonomo, sarà quasi sempre assai difficile riuscire a reperire delle cartine relative alle stelle da noi prescelte, specie se si tratta di oggetti poco studiati. Tuttavia, grazie agli atlanti elettronici, cioè agli atlanti celesti consultabili tramite computer, è oggi possibile stampare in pochi minuti tutte le cartine di riferimento che ci occorrono. I migliori atlanti elettronici oggi in commercio, forniti su CD-ROM, includono nel loro archivio i principali cataloghi astronomici di interesse per l’astrofilo, il già citato GCVS e l’Hubble Guide Star Catalogue, il più vasto pacchetto di dati astrometrici disponibili in forma digitale, con i suoi oltre 18 milioni di oggetti stellari e non fino alla 15a magnitudine. Spesso in grado anche di controllare alcuni tipi di telescopi con computer interno, questi programmi di atlante elettronici hanno prezzi diversi a seconda del loro livello. Tra i prodotti più indicati per gli osservatori di variabili, segnaliamo Guide (http://www.projectpluto.com) eTheSky (http://www.bisque.com).

Se non si ha la possibilità di stampare le cartine con il computer, può tornare ancora utile il vecchio atlante cartaceo. Il migliore è il Millennium Star Atlas, un’opera in tre volumi che mostra le stelle fino alla 11a magnitudine visuale, comprese 9.000 variabili: il suo maggior limite è rappresentato dal prezzo, che si aggira sui 250 dollari. Più economici, ma non per questo meno validi, sono Uranometria 2000.0, con magnitudine limite pari circa alla 9a,5 e lo Sky Atlas 2000, che copre l’intera volta celeste con le sue 26 carte complete fino all’8a magnitudine. Tuttavia, poiché sulle cartine ricavate dagli atlanti (anche elettronici) le stelle di confronto non sono indicate, esse andranno individuate da noi fra le stelle vicine leggermente più e meno luminose della variabile. Inoltre queste dovranno essere di colore simile alla variabile, perché l’occhio umano è più sensibile ai colori rossi che a quelli bianco-azzurri (fenomeno noto col nome di effetto Purkinje), per cui si rischierebbe di stimare una stella rossa più luminosa di una bianco-azzurra di pari magnitudine.

Uno dei più famosi atlanti stellari cartacei, usato da generazioni di astrofili.

Frequenza delle stime e attrezzatura necessaria

È inutile, naturalmente, osservare una stella variabile con una frequenza maggiore del dovuto. Per le semiregolari e le irregolari la cadenza osservativa ideale varia, in misura anche notevole, da caso a caso: in generale possiamo dire che, se la variazione è veloce, sono necessarie stime piuttosto frequenti mentre, se è molto lenta, può talvolta bastare una stima al mese. Le novae classiche e nane, le supernovae e la maggior parte delle variabili cataclismiche, per esempio, andrebbero osservate tutte le sere e, qualora si verificasse un’esplosione (o una caduta) improvvisa di luminosità, si potrebbero rendere necessarie più stime nel corso di una stessa notte.

Se la variabile è periodica, invece, è possibile stabilire una regola grossolana ma di validità abbastanza generale, secondo cui le stime possono essere distanziate fra loro, in media, di circa 1/30 di periodo. Così, nel caso di una variabile a eclisse con periodo di qualche ora, si dovrebbe effettuare mediamente una misura di luminosità ogni 5-10 minuti, mentre per una Mira sui 300 giorni sarà sufficiente una stima (o meglio un valore medio serale ottenuto a partire da 3-4 stime) alla settimana. Se, in particolare, le effemeridi della nostra stella periodica sono note, è opportuno prendere un numero maggiore di stime in prossimità dei massimi e dei minimi di luminosità. Le osservazioni di una stella periodica dovrebbero essere fatte, per il resto, a intervalli abbastanza regolari e ripetute per un tempo pari almeno a 2-3 periodi di variabilità della stella. Questo sia per poter ricavare una buona curva di luce media (che necessita minimo di 80-100 stime), sia per sopperire a eventuali “buchi” osservativi dovuti al maltempo o ad impegni personali imprevisti.

Per iniziare a fare esperienza con la tecnica della fotometria visuale descritta in questo articolo, non tutte le stelle variabili vanno però ugualmente bene. Si consiglia di partire con stelle abbastanza luminose (sono più facili da individuare nel cielo), caratterizzate da un intervallo di variazione piuttosto ampio (almeno 0,5 magnitudini, dati i limiti intrinseci di questa tecnica osservativa), da una posizione nel cielo favorevole per la latitudine alla quale ci troviamo (le stelle andrebbero osservate preferibilmente quando sono ben alte sull’orizzonte), e infine da un periodo né troppo lungo (per seguire più cicli nei mesi in cui la stella è visibile), né troppo corto (affinché i tempi per compiere le misure non siano troppo ristretti). Per il neo-variabilista è particolarmente indicato lo studio delle cefeidi e delle variabili a eclisse: l’andamento di queste stelle periodiche è infatti molto regolare e prevedibile, per cui, se le nostre stime indicheranno strani “brillamenti” o inaspettate “cadute di luce”, sarà il segno che è stato commesso qualche errore osservativo.

Una volta pianificate le osservazioni, per potersi organizzare occorre chiedersi di che attrezzatura si abbia bisogno in pratica per fare della fotometria visuale. Ecco dunque un breve elenco di ciò che va considerato indispensabile e che ci si deve ricordare di portare con sé al momento di uscire di casa per una serata osservativa. Si tratta, in effetti, di poche cose: un quaderno e una penna, oppure meglio ancora un computer portatile, per registrare in maniera preliminare tutte le stime e gli altri dati salienti; le cartine di riferimento delle variabili da osservare, meglio se protette dall’umidità notturna avendole infilate all’interno di apposite cartelle trasparenti; una torcia a luce rossa, con cui scrivere o leggere le cartine senza correre il rischio di abbagliare i propri occhi; una sedia a sdraio reclinabile, almeno nel caso di un’osservazione con l’ausilio del binocolo; un buon orologio, per determinare con la precisione necessaria i tempi relativi alle singole stime; infine, ma non meno importante, un abbigliamento adeguato al clima, specie nel periodo invernale.

Per quanto riguarda invece gli strumenti ottici, nell’osservazione visuale ci si può servire di qualsiasi attrezzatura: dall’occhio nudo al binocolo, dal cannocchiale al più potente dei telescopi. L’occhio nudo è in grado di vedere solo stelle fino alla 6a magnitudine, ma già con un comune binocolo 7 x 50 (dove il primo numero rappresenta gli ingrandimenti, il secondo il diametro delle lenti in millimetri) si può raggiungere la magnitudine 9,6. Con un rifrattore da 50 mm di diametro si possono vedere stelle fino alla magnitudine 10,3, che sale alla 11,4 se si passa a un binocolo 11 x 80. E con un telescopio riflettore da 200 o 300 mm di diametro si arriva, rispettivamente, alle magnitudini visuali 13,3 e 14,2. Comunque, queste sono magnitudini limite teoriche, raggiungibili solo in condizioni osservative ideali: cielo molto buio e seeing ottimo (ovvero scintillazione atmosferica, che allarga il disco stellare, minima). I valori limite effettivi risultano, di solito, leggermente inferiori.

Per l’osservazione visuale delle variabili possiamo usare un binocolo. Tuttavia, un telescopio amatoriale del diametro di 20 centimetri, eventualmente diaframmato, consente l’osservazione di centinaia di migliaia di stelle e, tra queste, di migliaia di variabili.  Puoi trovare lo strumento astronomico più adatto per te qui.

Purtroppo, l’occhio umano non fornisce una risposta lineare alle diverse intensità luminose: in particolare, ha difficoltà a stimare le stelle al limite di visibilità e quelle troppo luminose. Ciò comporta che ogni strumento, pur potendo abbracciare un’ampia gamma di magnitudini, si rivela efficace per la stima di variabili solo in una fascia di poco più di tre magnitudini.

Strumenti adatti per i vari intervalli di magnitudine visuale di una stella.

Di conseguenza, per una stella che varia dalla magnitudine 3,5 alla 5,5 si è costretti a cambiare strumento, se si vuole seguire l’intera escursione di luminosità. Ma questa operazione va evitata, perché porta a ricavare valori differenti anche di alcuni decimi con i vari strumenti: ciò sia per il diverso trattamento delle ottiche, sia per motivi legati alla fisiologia della visione. Tale inconveniente può essere facilmente superato “diaframmando” lo strumento, cioè ponendo davanti all’obiettivo un tappo di cartone con un foro centrale di larghezza opportuna. Con un simile accorgimento, per esempio, un binocolo da 80 mm (fascia ottimale 6-9,5 magnitudini) può venire trasformato in un 50 mm (fascia 4,5-8), oppure in un 15 mm (fascia 2,5-5).

Come effettuare una stima visuale

Ora possiamo finalmente rispondere alla domanda fondamentale alla base di questo articolo: «Come si fa a stimare in pratica una stella variabile?». Ciò, infatti, rappresenta in genere il maggiore scoglio che il neofita incontra nel momento in cui decide di intraprendere l’attività osservativa. Tra i numerosi metodi di confronto visuale noti per valutare la luminosità della nostra variabile rispetto a quella di stelle vicine di colore simile e splendore costante, il più antico e anche il più usato dai variabilisti è il metodo di Argelander o, più pomposamente, metodo dei gradini di Argelander.

Per effettuare la stima con questa tecnica, occorre innanzitutto scegliere, tra le stelle della sequenza di confronto A, B, C… indicate dalla cartina di riferimento, due stelle consecutive tali che la variabile appaia di luminosità intermedia fra le due, o eventualmente uguale a una delle due. Dopodiché, si procede stimando la differenza di luminosità fra la variabile e ciascuna stella di confronto, secondo una scala a gradini messa a punto dallo stesso Argelander. I gradini di tale scala assumono i seguenti valori interi sebbene, man mano che si andrà costruendo una scala personale delle sensazioni, un’osservatore sarà in grado di introdurre anche dei valori intermedi (0,5; 1,5; 0,75…), nonché i gradini superiori al 5, che risultano piuttosto mal definibili:

I vari gradini della scala di Argelander per la stima di luminosità di una stella variabile.

Poniamo, per ipotesi, di aver valutato la variabile di una luminosità compresa fra le due stelle di confronto A e B. Allora, la stima con il metodo di Argelander della suddetta luminosità è di solito sintetizzata con la notazione A (x) V (y) B, dove A e B indicano le stelle di confronto usate, in ordine decrescente di luminosità, ed x e y sono i valori dei gradini di Argelander apprezzati confrontando, indipendentemente, la variabile V prima con A e poi con B. Per esempio, il risultato di una stima potrebbe essere il seguente: A (1) V (3) B, ovvero la stella V è meno luminosa di A di 1 gradino e più luminosa di B di 3 gradini. Se poi le magnitudini mA e mB di entrambe le confronto sono note, dalla stima di Argelander si può immediatamente ricavare la magnitudine mV della nostra stella variabile attraverso la semplice formula:

dove x e y rappresentano sempre il valore dei gradini. Si noti, tuttavia, che le magnitudini delle stelle di confronto da utilizzare in questa formula non sono quelle fornite dalle cartine di riferimento o dai cataloghi stellari, bensì quelle “personalizzate” che insegnamo a calcolare nell’apposito riquadro, e che sono ricavabili solo al termine della campagna osservativa. Ma a quell’epoca sarà possibile determinare abbastanza bene l’andamento della curva di luce anche senza conoscere le magnitudini delle confronto. Il trucco consiste nell’attribui-re alle singole stelle di confronto valori di luminosità pari al numero medio di gradini osservati fra le stesse. Supponiamo, ad esempio, di aver raccolto le seguenti stime: A (1) V1 (2) B, A (2) V2 (1,5) B, A (0) V3 (2) B, A (1) V4 (1,5) B, A (4) V5 (0,5) B, A (2) V6 (1) B. Calcolando il numero medio di gradini fra A e B, e B e C, ricaviamo AB = 3,5 e BC = 2,25 gradini, per cui assegniamo alle confronto le pseudo-magnitudini: A = 0, B = 3,5 e C = 5,75. Per le singole stime da riportare in curva di luce, con la formula precedente otterremo così i valori: V1 = 1,17, V2 = 2, V3 = 3,5, V4 = 4,4, V5 = 3,11, V6   = 2,33.

Si noti che, siccome la sensibilità ai bordi della retina e del campo inquadrato da uno strumento non è la stessa che al centro, la variabile e le confronto vanno portate a turno al centro del campo dello strumento, dando un’occhiata veloce (non più di due secondi) a ciascuna di esse. Quindi si valuta la luminosità della variabile ripetendo l’operazione almeno due volte a distanza di alcuni minuti, così da confermare i primi valori ottenuti. In caso di dubbio, per verificare se la variabile è più, meno o ugualmente luminosa di una certa stella di confronto, può essere utile sfuocare l’immagine fino a far scomparire una delle due: quel-la che scompare per prima è la meno luminosa. Può essere inoltre utile sapere, per effettuare delle stime corrette, che il nostro apparato visivo raggiunge la sua capacità di visione ideale nell’oscurità dopo circa 40 minuti, ma essa viene perduta quasi istantaneamente per ogni esposizione a una luce intensa, quale sarebbe per esempio il dover tornare un attimo in casa o il venir abbagliati anche per un’istante dai fari di un’automobile.

La curva di luce di una variabile a lungo periodo ottenibile da un dilettante. I punti rappresentano i dati grezzi, mentre la curva smussata è da essi ricavabile in maniera automatica mediante l’opazione “media mobile” supportata dal foglio di calcolo Excel.

Non bisogna, inoltre, lasciarsi spaventare dall’apparente soggettività con cui i gradini sono definiti: l’esperienza di milioni di stime eseguite in tutto il mondo con questa metodologia insegna che, per i principianti alle loro prime misure, il valore personale del gradino è di circa 0,20-0,25 magnitudini, ma col tempo scende a un valore medio di 0,10-0,13 magnitudini, o anche inferiore. Di conseguenza, la precisione necessaria nel rilevamento dell’istante di osservazione nelle stime visuali deve essere di almeno 1/100 del periodo della variabile. Questo significa che, per una variabile con periodo di 100 minuti, l’errore massimo tollerabile dovrà mantenersi inferiore al minuto. Per sincronizzare gli orologi con la precisione del secondo si possono allora utilizzare: l’«ora esatta» ufficiale fornita per l’Italia, anche via Internet, dall’INRIM di Torino (http://rime.inrim.it/labtf/tempo-legale-italiano); od i segnali orari trasmessi in continuazione da alcune stazioni radio estere.

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