Nel mio lavoro di tesi si è modificato il metodo CORS per determinare il raggio di stelle variabili pulsanti Cefeidi Classiche utilizzando il sistema fotometrico Str�mgren.
Alla base di tale metodo vi è la calibrazione della brillanza superficiale in funzione dei due indici di colore reedning free [m1] e [c1] del sistema fotometrico Str�mgren. Tale calibrazione è stata ottenuta a partire dai modelli di atmosfera teorici di Castelli, Gratton e Kurucz (1997). Utilizzando questi modelli si è ricavata una calibrazione della correzione bolometrica, della temperatura e gravità efficace in funzione dei due indici di colore [m1] e [c1] e successivamente, da queste relazioni si è ottenuta la brillanza superficiale in funzione di [m1] e [c1]. In particolare si è verificato che i modelli teorici di atmosfera di Castelli et al. (1997) non riproducono le proprietà osservative delle Cefeidi a lungo periodo: infatti il loop descritto da queste stelle nel piano [m1], [c1] non è interamente contenuto all'interno del grigliato teorico corrispondente a valori di temperatura e gravità efficaci costanti. Pertanto per ottenere le suddette calibrazioni ci si è ristretti ad un intervallo di temperature compreso tra 5000K T 6500K e ad un'intervallo di gravità tali che 0 log g 3.50 che è quello occupato dalle Cefeidi di periodo corto e intermedio.
Tuttavia la calibrazione della brillanza superficiale ottenuta è risultata essere accurata. Infatti i test effettuati al nuovo metodo CORS utilizzando modelli idrodinamici di Cefeidi, sembrano indicare che l'errore intrinseco al metodo stesso è dell'ordine dell' 1 %.
Per valutare l'errore che si commette nella determinazione del raggio nel caso reale in cui i dati sono affetti da errori di misura, si sono modificati i modelli teorici in modo da riprodurre gli errori osservativi. In questo caso si è ottenuto che simulando dati osservativi di buona qualità l'errore nella determinazione del raggio è pari al 4 %. Infine, utilizzando sempre i modelli di Cefeidi si è stimato l'effetto dello sfasamento tra le curve di velocità radiale e quelle fotometriche sulla determinazione del raggio. In particolare si è ottenuto che, nel caso realistico in cui i dati di fotometria e di velocità radiale sono ottenuti con una distanza temporale di 20 anni, l'incertezza nell'indeterminazione del raggio può arrivare fino al 45 %. Questo risultato mette in guardia contro l'uso di set di dati distanti tra loro.
I test effettuati al nuovo metodo ci hanno quindi consentito di stimare sia l'errore sistematico che quello casuale introdotto nella determinazione del raggio con il nuovo metodo CORS.
A questo punto si è applicato il nuovo metodo CORS ad un campione di stelle variabili Cefeidi Classiche della Via Lattea in due approssimazioni diverse: quella classica di Baade-Wesselink e quella completa, che utilizza la calibrazione della brillanza superficiale ottenuta in questo lavoro di tesi. Si sono quindi ottenute le relative relazioni periodo raggio.
In particolare si è trovato che sia la pendenza che il punto zero della relazione PR ottenuta a partire da misure di raggio con il nuovo metodo CORS completo sono in accordo con i coefficienti delle relazioni PR, sia teoriche che empiriche, presenti in letteratura.
A partire dalle relazioni PR e dalla calibrazione della brillanza superficiale, si è ottenuta una relazione Periodo-Luminosità per le Cefeidi Classiche Galattiche. In particolare si sono ottenute due diverse relazioni PL basate rispettivamente sulla relazione periodo raggio ricavata utilizzando il nuovo metodo nell'approssimazione di Baade-Wesselink e su quella ricavata con il metodo CORS completo.
In entrambi i casi la pendenza della relazione PL ottenuta è in accordo con quella predetta dai modelli a metallicità solare, mentre il punto zero risulta sistematicamente più brillante, in particolare nel caso della relazione ricavata dal metodo CORS completo.
L'origine di questa discrepanza è dovuta al fatto che le nostre relazioni sono ricavate a partire da un campione limitato e non uniformemente distribuito in periodo. Simulazioni basate sui modelli di pulsazione dimostrano che i coefficienti della relazione PL sono sensibili sia all'intervallo di periodi considerato che alla distribuzione dei pulsatori all'interno della striscia di instabilità.
Tuttavia, il fatto che la pendenza delle relazioni PL ricavate nel mio lavoro di tesi ben si accordi con quella ricavata teoricamente per metallicità solare, fornisce una conferma empirica dell'effetto della metallicità sulla pendenza della PL. Questo risultato suggerisce, in accordo con le previsioni teoriche, che l'assunzione di una pendenza universale nella determinazione delle distanze extragalattiche, introduce un errore sistematico che si ripercuote anche nella stima della costante di Hubble Ho.