Le Stelle
Si tratta di un tipico esempio di una strana classe di variabili eruttive riconducibile alle cosiddette novae nane. La stella, che é stata scoperta nel 1909 al Greenwich Observatory, mostra costanti eruzioni che somigliano agli outbursts di una nova, ma in scala più ridotta (vedi curva di luce). Queste esplosioni si ripetono con una certa persistenza ad intervalli tra le 2 e le 3 settimane. L’ascesa al massimo avviene di norma in meno di 2 giorni, e la variazione é di circa 3 magnitudine Alle volte la stella rimane costante ad una magnitudine intermedia per alcuni mesi, in altri periodi le variazioni sono più irregolari, e non seguono apparentemente alcuno schema. Le stelle di questo tipo sono molto simili alle meglio conosciute stelle del tipo SS Cygni, da cui sembrano distinguersi per periodi medi più corti, ampiezze di variazione minori, e gli occasionali periodi di splendore costante ad una magnitudine intermedia. Ma gli studi spettroscopici non rivelano differenze sostanziali tra i due tipi. Come la stessa SS Cygni, Z Cam é un sistema binario stretto di subnane, ed é all’interazione tra le due componenti che va ascritto il tumultuoso comportamento della stella.
Questa enigmatica stella,
scoperta da Ceraski a Mosca nel 1907, fu registrata come cefeide del tipo
W
Virginis (quindi, come si scoprì alcuni decenni più tardi, di popolazione II).
Aveva un periodo di 22,13 giorni e piccole variazioni di magnitudine, da 8,3 a
9,2. Lo spettro al massimo era K0Ib, mentre al minimo veniva classificato di
tipo R (C3,2e): una caratteristica unica tra le stelle di quel tipo. Inoltre, il
periodo cambiò, da 22,216 giorni a 22,097. E, fatto ancora più strano, la
stella smise di pulsare: l’ultima pulsazione normale di RU Cam fu registrata
nel 1962; nel 1966 non si registrarono pulsazioni superiori alle 0,04
magnitudine; attualmente la magnitudine della stella é 8,52. L’interrogativo
é: la stella ha definitivamente finito di pulsare, o le variazioni torneranno a
manifestarsi? Da studi teorici sulle cefeidi sembra che le pulsazioni possano
effettivamente riprendere. Solo che dovremo aspettare, per registrarle, qualcosa
come un migliaio di anni.
Le magnitudini individuali sono rispettivamente 4,4 e 8,7; la separazione era 2,4” in PA 161° nel 1828, nel 1985 era scesa a 2,0” con PA invariato. 4’ ad ovest, e un po’ più a sud, si trova la S 384, che merita un’ispezione: è multipla, e la coppia individuale, con una separazione di 2,0” in PA 270° (invariata dal 1830 al 1990) è formata da due stelle di magnitudine individuali rispettivamente 7,80 e 9,00 e spettro F8 (quello della primaria: la compagna è stata descritta come blu da Webb); un terzo membro di magnitudine 10,40 si trova a 116,9” dalla primaria in PA 340°.
Sistema multiplo; la coppia principale nel 1829 era separata di 1,5” in PA 283°; nel 1992 la separazione era scesa a 1,3” in PA 264°. Le magnitudini sono rispettivamente 6,90 e 7,90 e il tipo spettrale F3 V. Le due stelle compiono una rivoluzione completa intorno al comune centro di massa in un periodo di 287,7 anni (vedi il grafico dell’orbita). Un terzo membro, di magnitudine 10,66, si trova a 92,3” in PA 237° dalla coppia principale (l’ultima misurazione risale al 1962, ma anche questa stella ha variazioni estremamente lente.
Variabile semiregolare, una tipica carbon star. Le registrazioni delle variazioni di questa stella, essendo state effettuate nella banda fotografica, possono indurre in errore chi volesse dedicarsi alla sua osservazione visuale: abbiamo infatti un intervallo di variazione tra magnitudine 11 e magnitudine 12,8. Ma, come abbiamo detto, sono variazioni fotografiche, non visuali: e trattandosi di una stella al carbonio, che emette soprattutto alle lunghezze d’onda maggiori, dal rosso arancio fino all’infrarosso, la magnitudine fotografica, molto più spostata verso il blu di quella visuale, ne viene fortemente penalizzata. Nel visuale, in realtà, questa stella arriva a splendere più della magnitudine 7. Ecco perché, quando si riporta l’ampiezza di variazione di una variabile, è sempre necessario specificare il sistema fotometrico della misurazione: visuale (V), fotografico (p) o blu (B). Quando si tratta di variabili a lungo periodo, semiregolari o irregolari, infatti, una misurazione nel blu o nel fotografico può modificare i valori anche di un paio di magnitudini. 3° ad est di questa stella c’è l’ammasso aperto NGC1502 (8’ di estensione, magnitudine 6,9; 45 stelle, la più brillante delle quali è di magnitudine 6,9). 36’ a nord c’è un’altra interessante variabile, BD Cam.
E’ una variabile irregolare lenta di tipo spettrale avanzato, con un’ampiezza di variazione tra 5,04 e 5,17 circa, e un periodo che, per quanto irregolare, si aggira intorno ai 102 giorni. Questa stella è interessante non solo per il suo caldo colore rosso aranciato, ma anche perché, probabilmente, è il membro più brillante della sua classe spettrale nell’intero firmamento.
Variabile semiregolare del tipo SRb, con un periodo sul quale i dati sono discordanti, andando dai 195 ai 300 giorni. L’ampiezza delle variazioni fotografiche va da magnitudine 9,2 a 12: ma, come sappiamo, trattandosi di una stella di tipo spettrale molto avanzato, nel visuale essa splende in realtà molto di più: tra 6,5 e 7, secondo diverse fonti. La stella si trova 1,8° a nord ed un po’ ad ovest di a Cam (spettro: O9,5 Ia; V: 4,26).
Questa stella forma una larga doppia ottica con 12 Cam, che si trova a 3’ in PA 8°. La coppia offre un bel contrasto di colori tra il blu di 11 Cam e il giallo dorato (K0) di 12 Cam. Ci sono altre due stelle, rispettivamente di magnitudine 11 e 13 circa che fanno parte del sistema. Il gruppo si trova a circa 1,5° sud-sudest di b Cam (spettro: G0; V: 4).
Misurata per la prima volta da South e John Herschel nel 1823, separazione e PA sono rimasti invariati almeno per i successivi 100 anni: sono rispettivamente 48,6” e 82°; le magnitudini individuali sono 6,00 e 8,40.
E’ una variabile semiregolare del tipo SRa, scoperta da T. E. Espin nel 1891. Ha un periodo medio di circa 326 giorni, e l’ampiezza delle variazioni occasionalmente raggiunge le 3 o addirittura le 4 magnitudini (secondo il General Catalog of Variable Stars, minimo e massimo sono stati rispettivamente 7,7 e 11,6 con un periodo di 327,26 giorni al 04 agosto 1977). Le semiregolari SRa sono giganti degli ultimi tipi spettrali (M, C, S o Me, Ce, Se) che presentano una durevole periodicità e una modesta ampiezza di variazioni, solitamente meno di 2,5 magnitudini nel visuale. Molte di queste stelle differiscono da quelle di tipo Mira solo perché mostrano una minore ampiezza di variazione. Lo spettro di S Cam è abbastanza interessante, essendo del tipo R8e (oggi compreso nel tipo C, che comprende i vecchi tipi N ed R, e precisamente C7,3e). Queste stelle sono simili a quelle di tipo N, le carbon stars e infatti, come ripetutamente detto, oggi sono tutte comprese nel tipo C. Ma rispetto alle “N” hanno temperature più alte e bande del carbonio più deboli. La curva di luce di S Cam mostra dei massimi più piatti ed ampi della maggior parte delle variabili a lungo periodo di tipo M. L’ascesa al massimo richiede circa 100 giorni, e la caduta richiede un tempo più o meno uguale. Quando è vicina al massimo, la stella rimane quasi costante per circa 3 mesi. Le distanze delle stelle di questo tipo non sono abbastanza certe (compresa quella rilevata con la parallasse di Hipparcos) da definirne con certezza la magnitudine assoluta. Le valutazioni sono abbastanza varie da fonte a fonte, e vanno da un centinaio a 400 volte la luminosità del Sole.
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