Variàbile.

Che cambia, che può cambiare; mutevole: tempo v. ║ Non uniforme, incostante: una persona di umore v. • Gramm. - Parti v. del discorso: parti che possono mutare le loro terminazioni secondo l'esigenza logica e sintattica; sono il sostantivo, l'aggettivo, l'articolo, il pronome, il verbo. • Econ. - V. sociali: elementi soggetti a variare in funzione di altri, facenti parte di modelli costruiti dai diversi economisti. Sono v. sociali l'occupazione, la spesa pubblica, il risparmio, ecc. • Stat. - Fenomeno o carattere che può assumere differenti modalità quantitative. • Astron. - Stella v.: stella il cui splendore non rimane costante nel tempo e in cui la variazione di luminosità è intrinseca. Le stelle v. possono essere classificate in due categorie principali: le v. pulsanti, nelle quali le variazioni di luminosità dipendono da oscillazioni degli strati superficiali dell'astro, e le v. eruttive, caratterizzate da fenomeni esplosivi. Accanto a queste due categorie vi è poi una terza categoria di stelle, nelle quali le variazioni di splendore dipendono da cicli di attività magnetica. In base, poi, all'andamento più o meno regolare della luminosità nel tempo si parla di v. periodiche, semiregolari o irregolari. Il Sole presenta numerose caratteristiche in comune con le v.: esso è sede di eventi esplosivi e di oscillazioni, così come la sua luminosità varia nel corso del suo ciclo di attività magnetica. Tuttavia, si tratta di fenomeni piuttosto deboli, che passerebbero inosservati se esso non fosse così vicino a noi. ║ V. pulsanti: stelle v. nelle quali la variazione di luminosità è determinata da oscillazioni degli strati superficiali Tali oscillazioni possono essere puramente radiali, se l'astro si espande e si contrae ritmicamente come un tutt'uno, o non radiali, se l'astro cambia di forma, oltre che di volume. Molte stelle attraversano, durante la loro evoluzione, una fase di instabilità, dando origine a pulsazioni: si tratta, tuttavia, di fenomeni transitori, mentre le stelle pulsanti sono piuttosto rare. Lo studio delle v. pulsanti, basato da una parte sull'osservazione delle variazioni di luminosità e degli indici di colore e dall'altra sulle variazioni rilevabili nello spettro d'assorbimento, ha numerose motivazioni: l'analisi delle pulsazioni, infatti, è alla base della sismologia stellare e può avere un ruolo notevole nello studio dell'evoluzione degli astri; inoltre, numerose v. pulsanti vengono utilizzate per valutare distanze extragalattiche. Le stelle pulsanti possono essere classificate in periodiche, semiregolari o irregolari. Le v. periodiche costituiscono la categoria più numerosa e possono essere ulteriormente suddivise in numerosi classi, tra cui ricordiamo: le cefeidi classiche o di tipo I, le cefeidi di tipo II, le v. del tipo δ Scuti, le v. del tipo β Cephei, le v. del tipo RR Lyrae e le v. di lungo periodo. Le cefeidi classiche sono stelle di dimensioni assai grandi (giganti luminose o supergiganti) con periodi compresi fra 1 e 50 giorni; la loro curva di luce, che descrive l'andamento della luminosità nel tempo, è caratterizzata in genere da una rapida salita verso il massimo e da una discesa più dolce verso il minimo, con un'ampiezza che varia da 0,5 a 2 magnitudini; in particolare, essa ha un andamento quasi speculare rispetto alla curva della velocità radiale: la fase di massima luminosità, cioè, corrisponde alla fase di espansione con velocità massima, mentre la massima velocità di contrazione viene raggiunta in corrispondenza a un minimo di luminosità. Le cefeidi di tipo II sono stelle più antiche, con un'età fino a 15 miliardi di anni, molto meno massicce delle cefeidi classiche e caratterizzate, a parità di periodo, da una luminosità inferiore. Le v. del tipo δ Scuti hanno periodi compresi fra 30 minuti e 8 ore, con variazioni di luminosità piuttosto contenute, dell'ordine di 0,01 magnitudini; sono quasi sempre sede di due pulsazioni simultanee con periodi diversi. Le v. del tipo β Cephei sono stelle giganti o subgiganti, con periodi compresi fra 3 e 6 ore, nelle quali alla pulsazione principale sono spesso sovrapposti altri modi di oscillazione. Le v. del tipo RR Lyrae costituiscono una delle classi di pulsanti periodiche più numerose; sono stelle giganti, con età compresa tra 10 e 15 miliardi di anni e piccola massa; vengono spesso utilizzate come indicatori di distanza. Infine, le v. di lungo periodo sono stelle supergiganti o giganti, con masse dell'ordine della massa solare e periodi molto lunghi, da 50 giorni fino a 1.000 giorni; nel corso di una pulsazioni subiscono una variazione di luminosità molto rilevante, da 2 a 10 magnitudini. Possono presentare numerose irregolarità sia nell'ampiezza e nella forma, sia nella durata di un ciclo. Tale classe è assai numerosa, comprendendo circa il 20% di tutte le v. note. Le v. semiregolari e irregolari costituiscono, invece, una classe molto eterogenea, formata, in generale, da stelle giganti o supergiganti. Le pulsazioni di una stella consistono nella oscillazione dei suoi strati superficiali attorno a posizioni di equilibrio, dovute a un mancato bilanciamento idrostatico tra le forze di pressione e la forza gravitazionale; per quanto riguarda i meccanismi che producono l'instabilità, svolge un ruolo fondamentale uno strato della stella, non molto profondo, nel quale l'elio è parzialmente ionizzato. La descrizione teorica del fenomeno delle pulsazioni si basa sulle equazioni dell'idrodinamica, nelle quali si usa spesso rappresentare ciascuna delle grandezze in gioco (temperatura, pressione, ecc.) come somma di un termine costante, corrispondente al valore all'equilibrio, e di una piccola perturbazione v. nel tempo. Le teorie di questo tipo vengono dette lineari; molto più difficile, è, invece, lo sviluppo delle teorie non lineari, che, non fanno alcuna ipotesi sulla grandezza della perturbazione. Un'altra ipotesi che viene spesso utilizzata, anche se non ben verificata, è quella di assumere che le pulsazioni siano adiabatiche, cioè che avvengano senza scambi di calore apprezzabili; una descrizione accurata del fenomeno, tuttavia, necessita il ricorso alle teorie non adiabatiche. ║ V. eruttive: stelle v. che sono sede di fenomeni esplosivi. Possono essere suddivise in numerose classi, a seconda della natura dei meccanismi che provocano i fenomeni esplosivi; in particolare, ricordiamo le v. del tipo R Coronae Borealis e le v. a brillamento. Le v. del primo tipo sono stelle giganti, caratterizzate da una diminuzione di luminosità notevoli, fino a 8 magnitudini, a intervalli di tempo irregolari, e che, a loro volta, possono durare un anno o più. Spesso queste v. eruttive sono anche sede di pulsazioni analoghe a quelle delle cefeidi, con un periodo compreso fra 40 e 100 giorni. Si pensa che i minimi di luminosità siano dovuti a una nube di polvere che oscura la stella: infatti, la materia espulsa si trova allo stato aeriforme a causa della sua elevata temperatura, e condensa, con il procedere dell'espansione, dando luogo, appunto, a una nube che circonda l'astro, a una distanza dipendente dalla temperatura superficiale dell'astro stesso. Non sono ancora chiari i processi esplosivi che provocano di tanto in tanto l'emissione di queste nubi, così come non è chiaro il motivo dell'abbondanza superficiale assai ridotta di idrogeno che può essere osservata. Le v. a brillamento sono caratterizzate, invece, da improvvisi guizzi di splendore, di ampiezza modesta e della durata di pochi minuti: tale fenomeno prende il nome di brillamento stellare, per analogia con il brillamento solare, dal quale differisce per la maggiore potenza irradiata. Le v. a brillamento sono in genere costituite da nane rosse, aventi piccola massa e bassa luminosità; le curve di luce sono di norma asimmetriche, caratterizzate da una rapidissima ascesa verso il massimo e da una discesa molto più lenta. • Mat. - Grandezza o quantità che può assumere tutti i valori di un determinato insieme I. Viene usualmente denotata con una delle ultime lettere dell'alfabeto (x, y, z, t, ecc.), in particolare con la lettera x; l'insieme I prende il nome di campo di variabilità di x e i suoi elementi vengono detti valori della x. Con riferimento a una funzione, si chiama v. indipendente quella i cui valori sono scelti arbitrariamente, mentre si dice v. dipendente quella i cui valori sono determinati dai valori assunti dalla v. indipendente, tramite la legge espressa dalla funzione stessa. Se la v. può assumere solo valori interi, razionali, reali o complessi, viene detta, rispettivamente, v. intera, razionale, reale o complessa; infine, si dice binaria ogni v. suscettibile di assumere solo due valori. • Inf. - Nome o simbolo di un elemento che può assumere un diverso valore nel tempo (ad esempio, durante l'esecuzione di un programma), oppure può essere riferito a oggetti diversi. Viene di solito indicata con un nome ben preciso, che la distingue da tutte le altre. ║ V. alfanumerica o string: v. costituita da un insieme di caratteri (cifre, lettere e simboli, incluso lo spazio); prende anche il nome di stringa. ║ V. booleana o logica: v. binaria, suscettibile di assumere solo due valori (vero e falso, oppure 1 e 0). Viene utilizzata per trattare i problemi di logica esprimibili nell'algebra di Boole. ║ V. di controllo: v. che determina l'andamento di un programma. A seconda del valore da essa assunto, il programma può iterare su un ciclo, passare a una subroutine, o saltare a più possibili destinazioni. ║ V. intera: v. numerica che può assumere solo valori interi. ║ V. numerica: v. che assume solo valori numerici (interi o decimali). ║ V globale: nei programmi di elaborazione strutturati in più sottoprogrammi o blocchi, v. definita con lo stesso nome in tutti i blocchi. Ad essa si contrappone la v. locale, definita per un singolo blocco.