RU CAMELOPARDALIS, RARO CASO DI UNA STELLA EX-VARIABILE

Nel variegato mondo delle stelle variabili, mutamenti intrinseci e di grande portata nelle strutture stellari avvengono solitamente su scale temporali ben più ampie della breve vita umana; raramente, infatti, è stato possibile rilevare cambiamenti di questo tipo nell'arco di tempi relativamente brevi. Uno tra gli esempi i più emblematici di questo tipo è senz'altro quello di RU Camelopardalis (abbreviata RU Cam), stella di ottava grandezza situata nel bel mezzo della costellazione circumpolare della Giraffa (Camelopardus), visibile in ogni notte dell'anno dalle latitudini medio settentrionali: si tratta dell'unico esempio finora accertato di stella “ex-variabile”, che ha cambiato la sua caratteristica principale nel giro di pochi decenni.

La variabilità dell’astro venne scoperta nel 1907 dall'astronomo polacco V. Ceraski su alcune lastre riprese tra il 1899 e il 1906, allorché lo stesso riferì di aver osservato variazioni luminose comprese tra le magnitudini 8,0 e 9,1 in un ciclo di 22,27 giorni. La curva di luce della stella, pur insolita con il tempo di risalita esattamente uguale a quello di discesa, venne inizialmente interpretata come prodotta da un sistema binario ma la vera identità di RU Cam come Cefeide di tipo W Virginis divenne chiara nella seconda parte degli anni '40, allorché vennero scoperti i due tipi fondamentali di variabili pulsanti: le cefeidi classiche e le cefeidi nane (queste ultime, altrimenti dette di tipo II).

Per l'esattezza, la curva di luce di RU Cam ricalcava quella delle cosiddette "W Virginis" - note in passato come Cefeidi di tipo II - sottoclasse del più vasto gruppo delle Cefeidi ma dal quale si differenzia per la minore luminosità intrinseca.

Le variabili W Vir sono stelle giganti, di massa medio-piccola (0,5 - 0,6 masse solari), che hanno pienamente sviluppato un nucleo ormai degenere formato da carbonio e ossigeno. In tali stelle, le reazioni nucleari che producono energia avvengono in due gusci sovrastanti il nucleo, quello più interno composto da elio e quello più esterno, formato da idrogeno; le pulsazioni a cui la stella va incontro sono dovute a instabilità termiche che interessano i due gusci nei quali avvengono le reazioni di fusione. Le pulsazioni sono indotte da una sorta di meccanismo "a valvola" innescato dalla ionizzazione dei gusci di elio e idrogeno all'interno della stella: nel momento in cui questa è "aperta", la radiazione passa facilmente e la stella si restringe; la valvola quindi si chiude, intrappolando la radiazione che porta la stella ad espandersi.

Tra le altre cose, la pulsazione delle Cefeidi viene utilizzata per determinare la luminosità assoluta di tali stelle: nelle Cefeidi di più piccole dimensioni, l'onda di radiazione che si sposta dal nucleo della stella verso la sua superficie si muove in tempi più brevi rispetto ad una Cefeide di più grandi dimensioni; di conseguenza, le Cefeidi più grandi hanno periodi più lunghi e quelle più piccole, chiaramente, più brevi. Ma poiché le stelle più grandi irradiano l'energia luminosa da una maggiore superficie, queste sono anche più luminose. Tale relazione, chiamata "periodo-luminosità", venne scoperta da H.Leavitt nel 1912 esaminando alcune Cefeidi situate nella Grande Nube di Magellano; da li a poco, H.Shapley riuscì a calibrare tale relazione che, successivamente, venne applicata da E.Hubble per determinare la distanza dalle galassie vicine alla nostra Via Lattea.

Pochi anni dopo la sua scoperta, RU Cam rese esplicite alcune prime stranezze: nel 1928, infatti, R.Sanford si accorse della presenza di variazioni sia nella velocità radiale che nello spettro della stella; al massimo della luminosità, infatti, lo spettro diveniva K0 (5.600 K), dando luogo a righe di emissione dell'idrogeno, mentre e al minimo esso diviene addirittura di tipo R (3.800 K), caratteristico delle stelle al carbonio, nelle quali trovano spazio le righe di assorbimento dell'idrogeno.

Una stella al carbonio è solitamente una gigante rossa (occasionalmente nana rossa), di bassa temperatura superficiale e caratterizzata da un'atmosfera con sovrabbondanza di carbonio. Se nelle stelle normali, così come nelle giganti rosse, solitamente l'ossigeno è predominante rispetto al carbonio, in queste stelle avviene il contrario e la combinazione dei due elementi porta alla produzione di gas come il monossido di carbonio che consuma tutto l'ossigeno presente, lasciando libero il carbonio di combinarsi per formare altri composti carboniosi.

Ma la cosa più sorprendente accadde qualche decennio più tardi; a partire dal 1962, infatti, la stella iniziò a smorzare le sue pulsazioni; "stabilizzandosi" attorno alla magnitudine 8,5 nel giro di soli 4 anni. Dal 1966, le pulsazioni scomparvero quasi del tutto anche se, in vero, ancora oggi la luminosità apparente della stella curva di luce presenta ancora esili variazioni di luce in una curva dalla forma sinusoidale secondo un periodo irregolare, generalmente compreso tra 17,4 e 26,6 giorni. Ad ogni modo, nessuno, all'epoca dei fatti, aveva idea di cosa potesse essere successo, mancando qualsiasi idea per spiegare il "blocco" delle pulsazioni; secondo i modelli astrofisici, infatti, affinché il meccanismo di RU Cam si fosse smorzato ci sarebbe voluto un tempo lunghissimo, pari ad almeno 31.000 anni: certo, non i 4 anni osservati nel caso di RU Cam!

Qui di seguito, la curva di luce della stella nei quattro anni in cui le variazioni della sua luminosità si sono smorzate fino ad annullarsi: 

RU Cam è una stella enigmatica già per il solo fatto di aver presentato l'inusuale dualità di essere sia una stella al carbonio che una cefeide del tipo W Wir; caratteristica insolita ed unica, evidenziata da sole cinque altre stelle note, due delle quali parte di un'altra sottoclasse di cefeidi il cui prototipo è la stella BL Her.

Ma cosa accade a questa lontanissima stella, il cui raggio di luce arriva ai nostri sensori dopo avere viaggiato per oltre 5.500 anni? La migliore interpretazione venne esplicata in uno studio del 1998 dagli astronomi J.Percy e J.Hale: costoro, infatti, ipotizzarono che RU Cam abbia iniziato a abbandonare, alquanto velocemente, la cosiddetta "fascia di instabilità" del diagramma HR, area laddove tutte le stelle che vi confluiscono dopo aver abbandonato la tranquillità della sequenza principale: RU Cam starebbe infatti attraversando una fase caratterizzata dal "bruciamento" dell'elio non più nel nucleo ma negli stellari ad esso superiori: ciò porterebbe la stella dapprima ad aumentare di calore (e dimensioni) spostandosi verso la parte blu del diagramma HR per poi, a seguito di un ulteriore cambiamento strutturale, a diminuire nuovamente di temperatura (spostandosi a destra nel diagramma) ma aumentando ancor di più le dimensioni: tale fase, detta "blue loop", porta la stella ad uscire dalla fascia di instabilità.

Qui di seguito, le tracce evolutive stellari nel diagramma HR a seconda della loro massa iniziale; da notare come il "blue loop" sopra descritto (in colore blu), che ricorre dopo la fase di gigante rossa (AGN), avvenga prestissimo nelle stelle di grande massa, "poco dopo" (sempre in tempi astronomici) l'innesco del flash dell'elio nel loro nucleo:

Nel caso di RU Cam, si ritiene che l'attraversamento ad andirivieni di questi "blue loop" avrebbe prodotto sovrapposizioni di almeno due diversi periodi che avrebbero portato a cancellare le pulsazioni della stella: un effetto non dissimile a quello creato da due sorgenti allorché, sovrapponendosi e creando una figura di interferenza, si incontrano in opposizione di fase interferendo in modo distruttivo, annullandosi una con l'altra: esattamente quando accaduto oltre 5.500 anni fa per RU Cam.