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Una Cefeide è, in genere, una stella gigante gialla  che pulsa regolarmente espandendosi e contraendosi, mutando così la sua luminosità in modo perfettamente periodico. Sono stelle che stanno attraversando il diagramma HR, ma ci torneremo dopo. La luminosità delle stelle Cefeidi è in genere compresa tra 1000 e 10000 volte quella del Sole e il periodo di oscillazione va dall'ordine del giorno alle centinaia di giorni (ma anche meno per un suo sottogruppo, come vedremo in seguito). Il profilo di luminosità di una stella Cefeide durante un ciclo è tipicamente asimmetrico, con il braccio ascendente più corto e ripido di quello discendente, come illustrato in Fig. 1.

Prima di passare alle cose… pratiche, è interessante fare un po’ di storia di questa eccezionale scoperta, anche perché la protagonista è stata una scienziata.

Henrietta Lewitt, astronoma americana, aveva il compito di esaminare una dopo l'altra centinaia di lastre fotografiche, annotando con diligenza le osservazioni. In particolare, era interessata ad alcune stelle che cambiavano periodicamente la loro luminosità nelle Nubi di Magellano. Ricostruì le curve di luce di queste stelle variabili e si rese conto di un fatto estremamente importante: le stelle che avevano periodi più lunghi apparivano anche le più luminose.

Era il 1911 quando annunciò: “La luminosità e la lunghezza del periodo sono così strettamente legate che, conoscendone una, se ne può dedurre il valore approssimato dell'altra. Per una diminuzione di una magnitudine nella luminosità al massimo o al minimo, il logaritmo del periodo aumenta di circa 0,48”. Le stelle in questione erano proprio le cosiddette Cefeidi, già ben conosciute dal lontano 1784, quando l’inglese John Goodricke osservò la capostipite: δ Cephei.  La relazione è ben visibile nella Fig. 2.

Come mai era stato necessario spingersi fino alle Nubi di Magellano per osservare questa relazione? La risposta è immediata: la luminosità che noi osserviamo (detta apparente) dipende dalla distanza della stella. Nella Via Lattea, le Cefeidi si trovano a distanze molto diverse da noi e quindi anche le loro luminosità apparenti sono altrettanto diverse. La relazione di Henrietta avrebbe poco significato perché non si saprebbe se la variazione di magnitudine è dovuta alla distanza o a un qualcosa di veramente intrinseco.

Le piccole dimensioni angolari delle  Nubi portavano, invece, a concludere che si trattasse di aggregati molto piccoli oppure molto lontani. Anche se a quei tempi parlare di galassie esterne era quasi “fantascienza”, era perfettamente lecito assumere che tutte le stelle ivi osservate si trovassero praticamente alla stessa distanza da noi. Ne conseguiva che se una stella appariva meno luminosa di un'altra, questo non poteva imputarsi a un effetto di lontananza, ma proprio alla sua luminosità intrinseca.

La relazione che Henrietta Lewitt aveva osservato tra il periodo e la magnitudine apparente, doveva, perciò, corrispondere, in realtà, a una relazione tra il periodo e la magnitudine assoluta. Non si sapeva il valore della magnitudine assoluta, ma si poteva dire che la differenza tra le magnitudini apparenti corrispondesse alla differenza tra le magnitudini assolute.

L'importanza di questo fatto fu subito ovvia: se si fosse riusciti a conoscere, oltre alla "pendenza" della relazione, anche il suo "punto zero", cioè la magnitudine assoluta corrispondente ad almeno un valore del periodo, si sarebbe potuto usare la relazione per ricavare la luminosità intrinseca (la magnitudine assoluta M) di qualsiasi oggetto anche molto lontano dalle Nubi.

Di conseguenza, dal confronto con quella apparente m, si sarebbe ottenuta la distanza delle stelle e quindi anche di tutto il gruppo di appartenenza. La formula da usare era sempre la stessa che abbiamo visto varie volte, ossia:

M = m - 5 log d + 5

dove d è l’unica incognita, in quanto M si sarebbe ricavata dal periodo di pulsazione e m era osservata direttamente.

Purtroppo, Henrietta, anche se geniale, era pur sempre una donna e come tale “doveva” svolgere lavori scientifici di “manovalanza”, ma non di più ampia portata. Oggi sarebbe diverso (almeno nella Scienza…).

Ad occuparsi della ricerca del "punto zero" fu, perciò,  Harlow Shapley che osservò  le Cefeidi in ammassi globulari (le cosiddette "variabili di ammasso") di cui si conoscevano le distanze attraverso metodi più o meno accurati. Esse risultarono tutte con periodi estremamente brevi, inferiori al giorno. Nota la distanza era automaticamente nota la magnitudine assoluta. La Fig. 2 poteva allora applicarsi a qualsiasi stella o ammasso per ricavare la distanza.

Si era nel 1918: il punto zero era stato trovato! Si poteva finalmente avere un'idea di dove si trovassero esattamente le galassie. E infatti vennero calcolate molte distanze: la Grande Nube distava circa 23.000 parsec da noi, la Piccola 27.000, la galassia di Andromeda 300.000 e così via.

Numeri che oggi fanno un po’ ridere, risultando troppo piccoli rispetto alla realtà. Come mai?

Il fatto è che la posizione del punto zero, così ben stimata da Shapley, si riferiva a una popolazione stellare diversa da quella della Lewitt. Solo nel 1952, Walter Baade risolse il mistero.

Egli lavorava presso l'Osservatorio di Monte Wilson. Durante gli anni della guerra, il cielo dell'Osservatorio appariva particolarmente oscuro, a causa dell'illuminazione molto ridotta della vicina città di Los Angeles. Sfruttando questo fatto, Baade riuscì, usando un telescopio di 2.5 m, a risolvere le stelle nel centro della galassia di Andromeda ed appurò l'esistenza di due diverse popolazioni stellari che chiamò rispettivamente popolazione I e II. Le stelle di popolazione I, relativamente giovani, collegate a gas e polvere, risultavano trovarsi in corrispondenza dei bracci a spirale. Il nucleo e l'alone erano, invece, costituiti da stelle di popolazione II, più vecchie e presenti in regioni ormai prive di materia interstellare.

Questo fatto trovò conferma quando, pochi anni più tardi, venne messo in funzione il telescopio di 5 m di Monte Palomar. Baade notò che le  Cefeidi del tipo di quelle osservate dalla Lewitt si trovavano soprattutto nei bracci a spirale e dovevano quindi essere stelle di popolazione I. Le  "variabili di ammasso" di Shapley, invece, trovandosi appunto negli ammassi globulari, facevano parte della popolazione II, più vecchia. Non era quindi lecito collegare una relazione valida per stelle di una popolazione con quella ottenuta dalle stelle dell'altra.

La posizione del punto zero venne dunque rimesse in discussione. Fortunatamente, era stata osservata anche una terza classe di  Cefeidi, di popolazione II, ma dal periodo più lungo (oggi chiamiate W Virginis, riferendosi al loro prototipo). Le  Cefeidi di popolazione I vennero dette "classiche". Le Cefeidi più vecchie presentavano anch'esse una relazione tra il periodo e la magnitudine assoluta ma, a parità di periodo, una W Virginis risultava meno luminosa dell'equivalente “classica”, in media di due magnitudine. Allora, se la relazione individuata dalle "variabili di ammasso" (oggi note meglio come RR Lyrae) doveva venire collegata a qualche cosa, questo collegamento andava fatto con le W Virginis, di uguale popolazione, piuttosto che con le “classiche”.

Di conseguenza bisognava diminuire di circa un valore 2 la magnitudine di tutte le Cefeidi classiche (o di popolazione I). Ma, allora, anche le distanze erano state sottostimate e questa correzione raddoppiava le dimensioni dell'Universo. La galassia M31 venne così a trovarsi a circa 650.000 parsec, le  Nubi di Magellano si stabilirono rispettivamente a 54.000 e a 66.000 parsec. Le tre popolazioni sono rappresentate schematicamente nella Fig.3.

Negli anni seguenti il metodo è andato via via perfezionandosi ed è ormai il migliore per stabilire le distanze di oggetti extragalattici relativamente vicini. Un programma di osservazioni di Cefeidi in galassie lontane, mediante l'uso dello Space Telescope, ha permesso di arrivare fino all'ammasso della Vergine, a una distanza di circa 20 milioni di parsec da noi. Quale enorme passo in avanti, rispetto alle prime osservazioni delle Nubi di Magellano della geniale Henrietta!

Ma perché capita tutto questo alle Cefeidi e alle sue sorelle? Non certo per fare un favore agli astrofisici (oppure sì?).

Consideriamo il caso delle Cefeidi classiche che è facilmente estendibile agli altri. Esse nascono come stelle di classe O-B.  L'esaurirsi dell'idrogeno nel nucleo causa ovviamente modificazioni nella struttura delle stelle. Sotto la spinta delle radiazioni prodotte dalla contrazione del nucleo gli strati gassosi più esterni sono spinti verso l’esterno. Durante questo processo gli astri si gonfiano, mentre il grosso nucleo centrale si contrae raggiungendo temperature dell’ordine di un centinaio di milioni di gradi. Ma da fuori nessuno può accorgersi di ciò che fa il nucleo e l’apparenza è quella di una stella in fase di dilatazione. La temperatura fotosferica diminuisce. Per le stelle di alta sequenza l'aumento della superficie compensa la diminuzione di temperatura e il flusso luminoso si mantiene più o meno invariato. La macchina stellare continua a funzionare, anche se non a perfetto regime. Raggiunta la fase di gigante rossa si innesca il bruciamento dell’elio e si inizia a produrre carbonio nel nucleo.

Tuttavia, se a prima vista il trapasso dalla sequenza principale alla zona delle giganti rosse avviene senza grossi traumi apparenti (il vero “dramma” si svolge nelle zone adiacenti al nucleo, dove si cerca di bruciare l’idrogeno ormai scomparso nel nucleo, e in esso stesso dove si cerca di bruciare l’elio), non è detto che esso sia sempre tranquillo.

Nell'evoluzione di una stella vi sono certi passaggi obbligati che a volte si rivelano pericolosi. In altre parole, mentre determinate combinazioni di raggio e temperatura danno luogo a configurazioni stabili, altre portano a situazioni precarie. A esse corrispondono, nel diagramma HR, delle vere e proprie fasce di instabilità. Quando le stelle nel corso della loro evoluzione le attraversano, cominciano a pulsare cercando di mantenere l'equilibrio intorno a una configurazione intermedia.

Immaginiamole come un pendolo che oscilla da una parte e dall'altra della sua posizione di equilibrio stabile, quella verticale, finché, a causa degli attriti, l'oscillazione, poco a poco, si smorza e cessa. Nelle stelle che transitano nelle zone pericolose, l'equilibrio si rompe determinando una regolare pulsazione il cui periodo dipende dalla densità media della stella. Alla fine, o la pulsazione cessa per smorzamento oppure la stella esce dalla zona “pericolosa”, mutando nuovamente struttura.

Tutte le Cefeidi hanno le stesse caratteristiche di regolarità, ma la forma, l’ampiezza e il periodo della variazione luminosa possono mutare da stella a stella. Quando entrano nella fascia instabile lo fanno ad altezze diverse nel diagramma HR, ossia a luminosità diverse. Dato che la massa è praticamente uguale per tutte, quelle più luminose sono quelle con raggio maggiore (maggiore superficie, maggiore luminosità). Ne segue che le più luminose sono anche le meno dense.

D'altra parte, però, il periodo di pulsazione di una sfera fluida oscillante cresce al diminuire della sua densità. In conclusione, le Cefeidi sono tanto più luminose quanto meno sono dense  e la densità determina il periodo della pulsazione. E’ quindi  chiaro che deve sussistere una relazione tra luminosità e periodo.

E gli astrofisici hanno avuto un regalo inatteso!