b"\n_START_ARTICLE_\nVariabile RR Lyrae\n_START_PARAGRAPH_\nLe variabili RR Lyrae (che prendono il nome dal prototipo della categoria la stella variabile RR Lyrae) sono stelle in fase di fusione centrale di elio in carbonio ed ossigeno che sono soggette a pulsazioni radiali periodiche alle quali corrisponde una variazione di luminosit\xc3\xa0 modulata dal ciclo pulsazionale e quindi anch'essa periodica. L'osservabile pi\xc3\xb9 importante di questo fenomeno \xc3\xa8 perci\xc3\xb2 l'andamento della luminosit\xc3\xa0 dell'oggetto stellare in funzione del tempo (la cosiddetta curva di luce), seguita dai due parametri fondamentali ampiezza e periodo della pulsazione.\n_START_SECTION_\nGeneralit\xc3\xa0\n_START_PARAGRAPH_\nLe stelle variabili sono strutture stellari caratterizzate da instabilit\xc3\xa0 dinamiche su grande scala, instabilit\xc3\xa0 che generalmente coinvolgono le parti pi\xc3\xb9 esterne della struttura con una pi\xc3\xb9 o meno precisa periodicit\xc3\xa0._NEWLINE_La categoria pi\xc3\xb9 comune e pi\xc3\xb9 semplice di tali moti dinamici \xc3\xa8 quella corrispondente a pulsazioni radiali: una stella soggetta a tale tipo di moti, mantiene in ogni istante la sua simmetria sferica, mentre il suo raggio subisce una variazione periodica nel tempo. A tali pulsazioni radiali corrisponde una variazione della luminosit\xc3\xa0 superficiale della stella, modulata dal ciclo pulsazionale e quindi anch'essa periodica._NEWLINE_Tale propriet\xc3\xa0 delle stelle pulsanti costituisce sicuramente il pi\xc3\xb9 evidente fenomeno osservabile, caratterizzato attraverso la cosiddetta curva di luce della variabile, cio\xc3\xa8 l'andamento della luminosit\xc3\xa0 apparente dell'oggetto stellare in funzione del tempo nel corso di un ciclo pulsazionale completo._NEWLINE_Nel suo aspetto pi\xc3\xb9 generale, il fenomeno pulsazionale resta descritto dai due fondamentali parametri: ampiezza e periodo della pulsazione._NEWLINE_Nei diversi oggetti, l'ampiezza della variazione di luminosit\xc3\xa0 indotta dalla pulsazione pu\xc3\xb2 variare da pochi millesimi di magnitudine fino a pi\xc3\xb9 di una magnitudine, mentre il periodo pu\xc3\xb2 variare da frazioni di giorno fino a molti mesi. Da tempo si \xc3\xa8 compreso che all'origine del fenomeno pulsazionale vi \xc3\xa8 una modulazione del flusso di fotoni emergente dalla struttura, causata da meccanismi di interazione radiazione-materia (opacit\xc3\xa0 radiativa)._NEWLINE_In linea del tutto generale ci si attende quindi che l'instabilit\xc3\xa0 pulsazionale venga a dipendere dalla composizione chimica degli strati pulsanti e, per ogni assunta composizione chimica, dalla luminosit\xc3\xa0 della stella (energia emessa per secondo) e dalla gravit\xc3\xa0 cui sono soggetti tali strati._NEWLINE_Si ricava cos\xc3\xac facilmente che le caratteristiche pulsazionali, per ogni assunta composizione chimica, sono attese dipendere dai parametri evolutivi di una struttura: massa M dell'oggetto, luminosit\xc3\xa0 L e raggio R o, alternativamente, dalla pi\xc3\xb9 utilizzata tripletta di parametri M,L e Te, ove la temperatura effettiva Te \xc3\xa8 definita attraverso la legge del corpo nero:_NEWLINE_Le RR Lyrae sono stelle variabili con periodo minore di un giorno, caratteristiche degli ammassi globulari dell'alone galattico, ma presenti anche come stelle di campo dell'alone stesso._NEWLINE_Le ricerche di evoluzione stellare hanno da molto tempo dimostrato come gli ammassi globulari sono oggetti nati nelle prime fasi evolutive della Galassia, con un'et\xc3\xa0 di circa 10 miliardi di anni._NEWLINE_Tali ammassi sono dunque oggi popolati da stelle di piccola massa (inferiore alla massa del Sole) nelle varie fasi di combustione nucleare._NEWLINE_Le RR Lyrae occupano una limitata regione del cosiddetto Ramo orizzontale che nel suo insieme \xc3\xa8 popolato da stelle in fase di combustione centrale di elio. Tale regione del diagramma HR viene detta striscia di instabilit\xc3\xa0.\n_START_SECTION_\nLe relazioni di van Albada e Baker\n_START_PARAGRAPH_\nNel 1971 van Albada e Baker derivarono le relazioni analitiche che legano i periodi pulsazionali ai parametri strutturali stellari (massa, temperatura effettiva e luminosit\xc3\xa0):_NEWLINE_dove  \xc3\xa8 il periodo del modo fondamentale e  \xc3\xa8 il periodo del primo sopratono._NEWLINE_Gli stessi van Albada e Baker mostrarono come la striscia di instabilit\xc3\xa0 sia caratterizzata, procedendo dalle alte alle basse temperature efficaci, da una zona FO dove risulta stabile soltanto il primo sopratono, da una zona detta OR dove risultano stabili sia il primo sopratono che il modo fondamentale di pulsazione, ed infine una zona detta F dove soltanto il modo fondamentale \xc3\xa8 stabile. I confini di tali zone a temperature efficaci basse e temperature efficaci alte, detti rispettivamente bordi rossi e bordi blu, dipendono dalla massa, dal livello di luminosit\xc3\xa0 e dalla composizione chimica.\n_START_SECTION_\nDicotomia di Oosterhoff\n_START_PARAGRAPH_\nLo studio delle RR Lyrae ha permesso di far luce su uno dei pi\xc3\xb9 interessanti problemi della nostra galassia, la cosiddetta Dicotomia di Oosterhoff. Tale dicotomia si evidenzia nella distribuzione del periodo medio dei pulsatori ab negli ammassi globulari, periodi raggruppati attorno ai due valori rispettivamente di 0,55 giorni e 0,65 giorni; i primi sono indicati come OoI e i secondi come OoII._NEWLINE_Mancano dunque ammassi attorno al valore del periodo di 0,60 giorni._NEWLINE_Van Albada e Baker (1973) ipotizzarono che tale fenomeno fosse da attribuire al fatto che la zona OR della striscia di instabilit\xc3\xa0 (zona ove sono stabili sia i pulsatori RRab che i pulsatori RRc) sia popolata da pulsatori RRc negli OoII e da pulsatori RRab negli OoI. \xc3\x88 infatti evidente che se tale teoria fosse vera gli OoII mancherebbero di pulsatori RRab ad alta temperatura Te e per quanto visto sopra a periodo pi\xc3\xb9 basso; quindi tali ammassi avrebbero un periodo medio, per gli RRab, pi\xc3\xb9 alto. Viceversa negli OoI la zona OR sarebbe popolata da pulsatori RRab che avrebbero temperatura effettiva media pi\xc3\xb9 alta e periodo medio pi\xc3\xb9 basso._NEWLINE_Questa situazione sarebbe la conseguenza di un fenomeno di isteresi in cui i pulsatori che attraversano la zone OR durante il loro cammino evolutivo, manterrebbero il modo di pulsazione acquisito in precedenza._NEWLINE_Questa ipotesi pare confortata dall'analisi della distribuzione dei periodi fondamentalizzati, ottenuta cio\xc3\xa8 dando ai pulsatori RRc il periodo che avrebbero se fossero dei pulsatori RRab, periodo ricavato dalle relazioni di van Albada e Baker.\n_START_SECTION_\nImportanza dello studio delle RR Lyrae\n_START_PARAGRAPH_\nL'importanza dello studio delle stelle variabili nel panorama della moderna ricerca astrofisica \xc3\xa8 enorme per differenti motivi.\n_START_SECTION_\nUtilizzo delle RR Lyrae come candele campione\n_START_PARAGRAPH_\nLa luminosit\xc3\xa0 relativamente bassa rispetto alle Cefeidi non permette di usare le RR Lyrae come calibratori di distanze su scale extragalattiche, per\xc3\xb2 permette di fissare la distanza degli ammassi globulari galattici. Infatti per tali ammassi sappiamo ricavare con vari metodi la metallicit\xc3\xa0 e l'et\xc3\xa0, e calcolare in modo teorico la luminosit\xc3\xa0 del ramo orizzontale._NEWLINE_Da questo dato possiamo anche calcolare l'intervallo in temperature efficaci coperto dalla striscia di instabilit\xc3\xa0, e di conseguenza tramite le relazioni di van Albada e Baker ottenere un intervallo di periodi coperto dalle variabili RR Lyrae di quell'ammasso._NEWLINE_Confrontando i valori teorici con l'intervallo misurato sperimentalmente possiamo ricavare, tramite il processo inverso, la luminosit\xc3\xa0 dei rami orizzontali, quindi la magnitudine assoluta e la distanza degli ammassi.\n_START_SECTION_\nMisura dell'elio cosmologico\n_START_PARAGRAPH_\nPremettiamo che la determinazione del contenuto di elio originale delle stelle di ammasso globulare riveste una grande interesse cosmologico, poich\xc3\xa9 tale valore rappresenta il limite superiore per l'elio cosmologico prodotto nel Big Bang, elio che a sua volta \xc3\xa8 collegato al numero di barioni ed alla geometria dell'universo._NEWLINE_Ricordiamo che anche a causa della sedimentazione gravitazionale dell'elio dalle atmosfere stellari, non sono possibili misure sperimentali dell'abbondanza di tale elemento._NEWLINE_Le teorie dell'evoluzione stellare nel contempo predicono che al crescere del contenuto originario di elio, cresce la luminosit\xc3\xa0 del ramo orizzontale._NEWLINE_Si consideri la relazione di van Albada e Baker che lega il periodo pulsazionale ai parametri strutturali stellari (luminosit\xc3\xa0, massa e temperatura effettiva):_NEWLINE_ponendo_NEWLINE_si ha:_NEWLINE_Misurando  e  si ottengono informazioni sul rapporto massa luminosit\xc3\xa0 (il parametro A). Per la determinazione dell'abbondanza di elio si sfrutta il fatto che dalla teoria evolutiva canonica tale parametro risulta essenzialmente una funzione del solo contenuto di elio, indipendentemente dalla metallicit\xc3\xa0. La stima dell'abbondanza di elio dipende per\xc3\xb2 dal valore della temperatura effettiva e quindi pu\xc3\xb2 essere influenzata dalla presenza di arrossamento."