Cefeidi, Regioni H II, Novae, Parallassi nebulari

Cefeidi, Regioni H II, Novae, Parallassi nebulari

Le Cefeidi

Sono stati i primi indicatori di distanza, introdotti in astronomia all'inizio del '900. Si tratta di stelle variabili in cui il periodo di variabilità è correlato alla magnitudine assoluta. Tra le diverse classi di Cefeidi si possono ricordare le Cefeidi classiche, le RR Lyrae e le W Virginis, che presentano le seguenti relazioni (con P in giorni)

Classiche   W Virginis RR Lyrae

Essendo il periodo massimo di una cefeide intorno ai 50 gg, la loro magnitudine massima risulta essere pari a circa -6. Esse possono essere pertanto utilizzate come indicatori fino a distanze dell'ordine dei 10⁶ pc.

Le regioni H II

Quando nei bracci delle galassie a spirale si formano stelle molto calde (associazioni O-B), la regione gassosa circostante viene eccitata con formazione di una nebulosa in emissione (regione H II) la cui dimensione (Raggio di Strömgren) e luminosità dipendono dal tipo spettrale (e quindi dalla temperatura) della stella eccitante. Una volta individuato il tipo spettrale della stella eccitante è quindi possibile risalire alle caratteristiche della regione H II. Tali regioni possono essere utilizzate come indicatori di distanza sia utilizzando i valori di magnitudine assoluta, sia utilizzando i valori della loro estensione radiale (misurando la loro dimensione angolare apparente e risalendo alla loro distanza tramite le note relazioni trigonometriche)

Le Novae

Le novae sono esplosioni stellari che si producono in sistemi doppi. Nel giro di 2-3 giorni la loro luminosità iniziale aumenta fino ad un massimo per poi ritornare lentamente al minimo. La magnitudine assoluta massima raggiunta da una nova può essere stimata ricorrendo alla seguente relazione

M = -11,75 + 2,5 log t

Dove t è il tempo in giorni che la nova impiega a diminuire di 3 gradi la sua magnitudine massima.

Mediamente t 50 gg e la magnitudine assoluta media di una nova al massimo vale intorno a -7,5. 

Parallassi nebulari

Novae e supernovae generano degli involucri gassosi in rapida espansione radiale i quali, essendo eccitati dall'esplosione stellare che li ha generati, producono uno spettro in emissione.

Poiché una parte del gas in espansione si avvicina ed una parte si allontana rispetto all'osservatore ciascuna riga subisce contemporaneamente un red ed un blu-shift che la allarga. L'entità dell'allargamento delle righe permette ovviamente di calcolare la velocità v di espansione dell'involucro. Dopo un tempo t l'involucro gassoso presenterà un raggio R = vt (nell'ipotesi che la velocità sia rimasta costante). Se l'involucro gassoso viene visto dalla terra sotto un angolo 2a, la distanza d sarà pari a

Le distanze fino a qualche decina di Megaparsec