Coelum Astronomia 212 - 2017 - Page 138

Lontana 860 anni luce, RR Lyr è una stella gigante che si trova nella fase di “bruciamento” dell'elio. Con un diametro medio pari a 11 volte quello del Sole, splende con una luminosità intrinseca media pari a 50 volte quella della nostra stella. La temperatura media alla superficie è pari a 6100 K ma descriverne il tipo spettrale è cosa tutt'altro che facile. A seguito delle variazioni di temperatura dovute al ciclo di espansione e contrazione della superficie della stella, questo passa da A8 ad F7 ma non solo, RR Lyr è anche una stella il cui contenuto chimico è per lo più costituito da idrogeno ed elio, con abbondanze davvero esigue di tutti gli altri elementi (possiede, ad esempio, solo il 4% del contenuto di ferro del Sole). Tale bassa metallicità, assieme al suo moto radiale (la velocità relativa al Sole, pari a 24 chilometri al secondo), rivela che RR Lyr non è nata nel disco galattico come il Sole e le numerose altre stelle del nostro vicinato ma è una componente del cosiddetto alone, la grande struttura sferoidale che costituisce il corpo originale dal quale la struttura a spirale della Galassia si sarebbe in seguito sviluppata. È noto da tempo infatti come le stelle di alone rappresentino la prima popolazione stellare nata da quella massa di gas che, si suppone, abbia dato origine alla Via Lattea: stelle antiche, quindi, con un'età media attorno ai 12 miliardi di anni, costituite da gas in cui si rilevano solo le prime tracce della progressiva presenza di elementi più pesanti dell'elio, ovvero a bassa metallicità, al contrario del Sole e delle stelle più giovani, che possiedono indici di metallicità ben maggiori.

I periodi alquanto brevi, che di rado superano la lunghezza di un giorno, e le ampiezze comprese tra 0,5 e 1,5 magnitudini, hanno indotto gli astronomi a definire questa classe di variabili cefeidi a corto periodo: parametri che le differenziano in maniera sostanziale dalle altre ben note variabili pulsanti, le cefeidi classiche. E non solo, anche lo studio relativo alla loro distribuzione galattica denota una netta distinzione tra le RR Lyr e le cefeidi classiche: queste ultime sono largamente concentrate nelle

braccia a spirale della Galassia, e non nell’alone come le prime, ambiente nel quale è avvenuto col tempo un progressivo mescolamento di elementi pesanti (essenzialmente, ferro) apportato dalla continua esplosione di supernovae. Proprio in virtù di questa distinzione in termini di arricchimento chimico ed età, le cefeidi classiche appartengono alla cosiddetta Popolazione I di Baade mentre le RR Lyr a quella II, caratteristica delle stelle vecchie.

Intorno al 1900, grazie all'allora appena introdotta tecnica fotografica, l'astronomo americano S. I. Bailey individuò numerose stelle variabili negli ammassi globulari galattici, tutte a corto periodo: nasce così la classe RR Lyr, che subito prese nome dalla stella della Lira, la prima individuata di quel tipo. Inserendo le RR Lyr nel diagramma HR secondo la loro magnitudine e colore, si scoprì che occupavano un particolare tratto del cosiddetto ramo orizzontale, caratteristico per essere un’area di instabilità: una stella con colore e magnitudine assoluta che la pongono in tale zona critica,

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Sopra. L’astronoma scozzese naturalizzata statunitense Williamina Paton Stevens Fleming (1857 – 1911), scopritrice della variabilità della stella RR Lyr nonché, nel 1888, della famosa Nebulosa Testa di Cavallo (Horsehead Nebula).