Stelle di Cassiopea
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Schedar nelle Tavole Alfonsine, Schedir per Hevelius o Shadar, cioè Seno. Il nome deriva dall’adattamento in arabo di questa stella, appunto, come il Seno (Al Sadr) di Cassiopea, in riferimento alla sua posizione nel catalogo stellare incluso nell’Almagesto di Tolomeo (“Quae in pectore”). Si trova nell’angolo sudoccidentale della grande W di Cassiopea.

E’ una variabile irregolare, con intervallo di magnitudine 2,5-3,1, colore giallo-arancio. Perfettamente adatta all’osservazione ad occhio nudo, può essere paragonata ad altre stelle circumpolari della stessa ampiezza di luminosità e di colore simile. Con binocoli o piccoli telescopi da 60 mm. di diametro é visibile una compagna di magnitudine 9 separata di 62”. Questa compagna fu scoperta da Herschel nel 1781. Si tratta di una compagna soltanto ottica, come l’altra più debole, di magnitudine 13.7, scoperta da S. W. Burnham nel 1889 ed una quarta di magnitudine 12.7. Sullo stesso parallelo di Schedar, meno di 2° ad est, c’è l’interessante nebulosa ad emissione NGC281.

Caph, la Mano Tinta o, secondo un’altra interpretazione, la Mano protesa delle Pleiadi. Allen, però, sostiene che questo è un nome derivato da quello arabo per l’intera costellazione. E’ la stella più occidentale del noto asterismo a forma di W di Cassiopea. Insieme con Alpheratz (a And) e Algenib (g Peg) forma l’asterismo chiamato le Tre Guide, che indica il coluro equinoziale.

Nel 1889 A. G. Clark scoprì una compagna ottica di magnitudine 13,6 con separazione 22,6” in PA 189°. Nel 1935 la separazione era aumentata a 31,3” in PA 243° (le due stelle non hanno lo stesso moto proprio, il che fa pensare che non siano compagne fisiche). Secondo il Catalogo ADS, b Cas è una binaria spettroscopica con un periodo di circa 27 gg. Nel 1964 si è trovata una lieve variabilità, di circa 0,06 magnitudine, con una curva di luce che la fa assegnare alla classe di d Scuti, assegnazione avvalorata dal tipo spettrale e dalla posizione sul diagramma H-R. E si tratta della più brillante, evidentemente perché la più vicina, tra le variabili pulsanti di questa classe. Le variazioni osservate sono da magnitudine 2,25 a 2,31 e il periodo 0,10430 giorni (epoca: JD 2.438.991,876). La temperatura superficiale di Caph è di circa 7.000 K.

Se da Caph ci spostiamo verso est di 13 minuti in ascensione retta, possiamo provare ad osservare una carbon star abbastanza brillante, la S43 del Cool Galactic Carbon Stars Catalog di Stephenson. Come tutte quelle del suo tipo, questa stella ha il massimo dell’emissione nelle regioni più rosse dello spettro visibile. La sua magnitudine fotografica è infatti appena 12,7, mentre nel visuale è 9,6 e nell’infrarosso addirittura 7,8. Il tipo spettrale è C4,3. La stella è una sospetta variabile, ma non ci sono prove di una sua variabilità. 1,5° ad ovest-nordovest di questa stella si trova la galassia IC10.

E’ la stella centrale del noto asterismo a W di Cassiopea. Non ha un nome proprio nella nostra tradizione, mentre per i Cinesi era Tsih, la Frusta.

Fu la prima stella di cui siano state scoperte le righe in emissione (da parte di Angelo Secchi, nel 1866). Variabile irregolare, con intervallo di magnitudine 1,6-3,0, colore blu-bianco. Anch’essa può essere osservata tranquillamente ad occhio nudo. E’ doppia, scoperta come tale da S. W. Burnham nel 1888. La compagna è di magnitudine 10,90 separata di 2,2” in PA 252° (1961): richiede per essere osservata un rifrattore da 100 mm. o un riflettore da 150. La variabilità di questa stella è veramente peculiare: prima del 1919, appariva stabile su magnitudine 2,25. Aumentò lentamente il suo splendore di una mezza magnitudine nel 1936, quindi, nell’anno seguente, raggiunse rapidamente magnitudine 1,6 (aprile 1937). Verso la fine di quell’anno scese nuovamente a 2,25, quindi, nel 1940, scese ancora fino a magnitudine 3. In seguito tornò ad aumentare di splendore, senza alcuna regolarità, fino a 2.2 nel 1975 e 1976. Più recentemente ci sono state variazioni di minore ampiezza, ma il comportamento futuro è del tutto imprevedibile. Vedi curva di luce.

g Cas è una subgigante B0; gli studi spettroscopici sembrano dimostrare che la stella è soggetta a periodi di violente fluttuazioni durante le quali tutti i suoi parametri, quali magnitudine, spettro, diametro, temperatura, colore sono soggetti a variazioni. Le variazioni spettroscopiche cominciarono verso il 1927; il massimo del 1937 fu accompagnato da un calo di temperatura da circa 12.000 K a circa 8.500 K. Dagli studi spettroscopici appare che la stella in quel periodo eiettò un involucro gassoso che accrebbe il suo diametro da 8 volte quello del Sole a circa 18. Nel 1976 il SAS-3 (Small Astronomy Satellite) rilevò emissioni di una debole radiazione X proveniente dalla stella; la causa potrebbe essere un involucro a forma di disco in rapida rotazione. Associate alla g Cas potrebbero essere le vicine nebulose IC59 e IC63, che presentano strane strutture oscure di forma triangolare, così sagomate forse dai venti stellari originati dalla stella.

Ruchbah (il Ginocchio) contrassegna l’angolo sudorientale della grande W di Cassiopea. Il suo nome deriva dalla sua posizione nell’antica figura della costellazione, in cui contrassegnava il ginocchio della mitica regina d’Etiopia. Nel 1669 l’astronomo francese Jean Picard in un’indagine sulla forma e sulle dimensioni della Terra utilizzò Ruchbah come stella di riferimento. Perfezionando il metodo introdotto quasi duemila anni prima da Eratostene, egli misurò lungo una direzione nord-sud la distanza occorrente per cambiare di 1° l’altezza apparente di Ruchbah. Pare che in questa ricerca sia stato usato per la prima volta un telescopio per la ricerca geodetica.

Lievemente variabile (0,08 magnitudine con un periodo di 759 gg.); la variazione è generalmente attribuita alle parziali eclissi provocate da una compagna invisibile. Circa 1° ad est-nordest di Ruchbah c’è l’ammasso galattico M103, l’ultimo oggetto registrato nel Catalogo Messier originale.

Non c’è molto da dire su questa stella bianco-blu che marca l’estremità nordest della grande W di Cassiopeia. E’ utile per rintracciare la piccola nebulosa planetaria IC1747 (magnitudine 12, diametro 13”) la cui osservazione può essere tentata, magari con l’aiuto di un filtro O-III, da chi disponga di strumenti non troppo piccoli. La nebulosa si trova 30’ a sudest della stella.

Doppia: magnitudini rispettivamente 3,44 e 7,51, colori giallo-bianco e rosso-arancio (tipi spettrali: G0V e M0V). Forse è una delle binarie più conosciute; fu scoperta da William Herschel nell’agosto 1779, quando il grande astronomo anglo-tedesco aveva quarantuno anni. La separazione varia da 5 (1890) a 16” (2150), con un periodo di circa 500 anni. L’orbita è quasi circolare (eccentricità circa 0,50), ma con la primaria nettamente decentrata rispetto al centro geometrico dell’orbita. La distanza effettiva tra i due membri è di 68 UA. Splendido il contrasto di colori tra le due componenti; la primaria è appena più massiccia e più brillante del Sole, mentre la secondaria è una nana rossa (0,6 masse solari e 0,04 volte lo splendore del Sole).

Il WDS riporta diversi altri membri per questo sistema, che quindi sarebbe multiplo, per la precisione formato da almeno 8 stelle, tutte però piuttosto distanti. Poco più di 1° esattamente a nordest della h Cas si trova la variabile W Cas, che merita una menzione. Si tratta di una variabile a lungo periodo del tipo Mira, dotata di un tipico spettro al carbonio. La sua magnitudine varia, nel visuale, da 7,8 a 12,5 in un periodo di 405,57 giorni e il suo spettro è C7,1e (B-V: 2,7).

Bellissima tripla, facilmente risolvibile in un telescopio da 80 mm. di diametro se il seeing è favorevole. E’ composta innanzi tutto dai membri A e B, di magnitudine rispettivamente 4,8 e 7,0, di colore bianco (A5) e giallo (F5), separate di 2,83” in PA 233° (Hipparcos, 1991). La terza stella, di magnitudine 8,40, è di classe spettrale G4, quindi di un giallo più intenso rispetto alla componente B. La separazione di questa stella rispetto alla primaria era di 7,1” in PA 115° nel 1885.

E’ curioso il fatto che alcuni osservatori descrivano come giallastro il colore della primaria in contrasto col blu delle compagne: in realtà i tipi spettrali delle tre stelle sono rispettivamente A5, F5 e G4: per cui la più blu è proprio la primaria. Altri osservatori (e questo è molto più comprensibile) riportano il membro C come rossastro: ma la classe spettrale della stella ne denuncia il colore certamente giallo. La sensazione di rosso è certamente determinata dal contrasto con le due stelle più brillanti.

Il sistema della i Cas è fisico e non semplicemente prospettico. Le componenti A e B compiono una rivoluzione intorno al comune centro di massa in circa 850 anni, mentre a distanza molto maggiore, e quindi molto più lentamente, orbita la componente C. Inoltre, la primaria è perturbata da un’ulteriore compagna invisibile, che le ruota intorno in circa 50 anni. La primaria è anche variabile, del tipo a₂ CVn; la stella varia da magnitudine 4,45 a 4,53 in 1,74050 giorni. Vedi il grafico dell’orbita.

Si tratta di una delle stelle più vicine al nostro sistema solare, ed una di quelle che mostrano il moto proprio più cospicuo, così come una ingente velocità radiale. Per lungo tempo è stata nota come binaria astrometrica, un sistema in cui la presenza di una compagna invisibile era denunciata dalle perturbazioni del moto della primaria. Burnham riferisce che nel 1966 Wehinger ha trovato la compagna con il riflettore da 84 pollici del Kitt Peak Observatory: era separata di 0,8” e più debole di 3 magnitudine, per cui doveva necessariamente trattarsi di una nana rossa. Il Washington Visual Double Star Catalog viceversa riporta la prima osservazione di una compagna nel 1973, riferendola a Wickes  et al.; la separazione sarebbe stata di 0,3” in PA 24°, divenuta a distanza di un solo anno di 0,2” in PA 334°.

Si tratta di una variabile irregolare peculiare, che presenta lente e imprevedibili variazioni sia nello splendore che nello spettro. Normalmente la sua ampiezza di variazione va da 4,4 a 5,1; occasionalmente, però, scende fino a magnitudine 6. Benché non si possa evidenziare una vera periodicità, l’intervallo tra i massimi si avvicina spesso ai 100 giorni. Quando è vicina al massimo, il tipo spettrale è classificato come F8, anche se il colore della stella appare più rossastro rispetto ad una normale stella di tipo F. Durante le variazioni il tipo spettrale fluttua tra F8 e K5, ma ha toccato M5 in almeno un’occasione (giugno 1946). Studi effettuati ad Harvard hanno dimostrato che non sempre le variazioni di spettro seguono quelle di luce: è accaduto che la stella sia stata osservata mentre era al massimo e lo spettro era del tipo K. Inoltre, il colore non sembra cambiare così tanto come sarebbe logico aspettarsi in base alla variazione nello spettro. Quando è di tipo M, infatti, la stella non è rossa quanto una normale stella di tipo M.

Doppia, misurata per la prima volta da F. G. W. Struve nel 1830. Da allora, la separazione di 3,1” non ha subito variazioni, mentre è lievemente cambiato il PA, da 324° a 327° (1983). Le magnitudini individuali sono, rispettivamente, 5,00 e 7,00; lo spettro delle appare uguale; la compagna è anche una binaria spettroscopica. 1° a nord-nordovest di questa stella c’è il bellissimo ammasso aperto NGC7789, uno dei più vecchi ammassi galattici fra quelli che conosciamo.

Variabile a lungo periodo, intervallo di magnitudine 4,7-13,5, periodo 430,46 giorni. Colore rosso cupo. Può essere esaminata ad occhio nudo quando é al massimo dello splendore, mentre per continuare a seguirla occorre un telescopio di una certa potenza. E’ la variabile a lungo periodo più brillante della costellazione, ed è stata la prima ad essere scoperta, da Pogson nel 1853. Benché al suo massimo raggiunga la visibilità ad occhio nudo, R Cas è una stella abbastanza difficile da identificare, dato che si trova immersa in un campo brulicante di deboli stelle di sfondo. Mancano inoltre stelle brillanti vicine, anche se, non vicinissimi, vi sono alcuni oggetti celesti assai noti che si possono usare come riferimento. Il più facile è, probabilmente, il noto ammasso aperto NGC7789, che si trova 5,3° a nord della stella.

R Cas è una delle più tipiche rappresentanti delle variabili a lungo periodo del tipo Mira, con oltre 8 magnitudini di escursione nello splendore ed un periodo di oltre 400 giorni; è inoltre una delle più intensamente rosse, con uno spettro che varia da M6 fino ad M10 (dati del General Catalogue of Variable Stars). L’indice di colore varia da 1,31 a 2,66.

Variabile a lungo periodo, circa 12,5° a nord di d Cas. Ampiezza delle variazioni: da magnitudine 7,9-16,1. Periodo 612,43 giorni; spettro da S3,4E a S5,8E. E’ una tra le più note variabili del spettro S; le caratteristiche dello spettro ricordano il tipo M, ma sono presenti le righe dell’ossido di zirconio anziché quelle dell’ossido di titanio. In alcune stelle, come R And, sono presenti sia le une che le altre righe. Le stelle di tipo S, inoltre, sono in genere più fredde di quelle di tipo M; S Cas mostra variazioni di temperatura che vanno dai 2.500 ai 1.900 K: si tratta di una delle stelle più fredde che conosciamo. 

Variabile ad eclisse, circa 3° a nordest di i Cas. E’ uno degli oggetti della sua classe più facili da studiare per gli astrofili. La sua magnitudine è normalmente 6,18; dall’inizio dell’eclisse della primaria, la stella impiega soltanto 2 ore per scendere a magnitudine 7,72. Il periodo è di 1,952247 giorni. Spettro della primaria è  A3V, quello della compagna è tuttora indeterminato.

Si tratta di un celebre sistema binario, uno dei più massivi che ci siano noti, e uno degli oggetti intrinsecamente più luminosi dell’intera galassia. Vedi un modello del sistema, col Sole in scala. Le due componenti sono entrambe giganti del tipo O, che ruotano quasi in contatto fra di loro in un periodo di 3,523487 giorni. La separazione effettiva tra i centri delle due stelle è poco più di 20 milioni di km, il che significa che le loro superfici (per quanto abbia senso parlare di superfici in oggetti di questo tipo) sono virtualmente in contatto. Le due stelle formano un sistema ad eclisse con un’ampiezza di appena 0,2 magnitudini. Le temperature superficiali sono di circa 28.000K, e le masse 32 e 30 volte quella del Sole. La distanza e lo splendore intrinseco sono piuttosto incerti, ma potrebbero essere rispettivamente 5-6.00 a. l. e 7-10.000 volte la luminosità del Sole. Oggetti di questo tipo (vedi UW CMa, b Lyr, Stella di Plaskett in Monoceros) sono molto rari, ma osservabili anche a distanze enormi grazie all’immensa quantità di energia che irradiano. In proposito, O. Struve ha stimato che AO Cas irradia almeno 300.000 volte più energia del Sole, ma che solo una piccola parte di questa si manifesta sotto forma di luce visibile.

Interessante variabile a lungo periodo, ampiezza delle variazioni da magnitudine 7,04 a 11,00 con un periodo di 186 giorni. Colore rosso molto cupo (tipica stella al carbonio). Si trova meno di 1’ ad ovest della stella HD 224869 (V: 8,70; spettro: A). Le due stelle insieme formano la coppia OS 254, che offre uno splendido contrasto cromatico.

Doppia, scoperta da F. G. W. Struve nel 1832; separazione 15,2” in PA 70°; le magnitudini individuali sono rispettivamente 5,87 (M_V: 0,3, B-V: 1,09) e  7,32 (M_V: 1,4, B-V: 0,08), gli spettri G9III e A1V. Nel 1911 è stata individuata una terza stella, di magnitudine 10,80. La separazione è di 98,6” in PA 290°.

Doppia, scoperta da F. G. W. Struve nel 1831. La separazione è di 1,5” in PA 308°, e le magnitudini individuali sono rispettivamente 6,43 e 7,19. La compagna è a sua volta una binaria a eclisse, con un periodo di 6,9 anni. Vedi il grafico dell’orbita.

La prima osservazione di questo sistema viene attribuito a W. Herschel, ma le misurazioni registrate dal WDS (Washington Visual Double Star Catalog)  e dallo Sky Catalogue 2000.0 risalgono al 1903. In quell’anno la separazione era di 35,6” in PA 160°; nel 1962 i valori non erano granché cambiati. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 5,66 e 11,23 secondo il WDS (secondo lo Sky Catalogue 5,7 e 9,4). La primaria è una binaria a eclisse del tipo di Algol, con periodo 4.47 giorni. L’ampiezza delle variazioni di luminosità va da magnitudine 5,71 a magnitudine  6,12; il tipo spettrale combinato è A2 V + F2 V. E’ anche binaria spettroscopica.

Gruppo di stelle formato da due doppie, su cui effettuarono diverse misurazioni W. Herschel, F. G. W. Struve e S. W. Burnham; al momento della scoperta del sistema principale, nel 1889, la separazione era di 3,2” in PA  43°; nel 1970 la separazione era di 2,4”, con PA invariato. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 4,68 e 14,00. Questi dati (riportati dal Washington Visual Double Star Catalog) si riferiscono alla coppia fisica A-B, che è fuori dalla portata di strumenti non molto grandi a causa della debolezza della compagna. Ma ci sono altri due membri considerati nella stella ADS 1129: C e D, che formano un vero sistema fisico tra di loro, mentre sono soltanto compagne ottiche di A. Riferiamo i dati (dallo Sky Catalogue 2000.0): 1)A-C: separazione 25,0” in PA 113° (1937), magnitudine di C: 9,6 e spettro K0; 2)A-D: separazione 22,8 in PA 118° (1937), magnitudine di D: 9,7; 3) C-D (S 117): separazione 2,9” in PA 254° (1831).

Questo sistema multiplo fu scoperto da S. W. Burnham nel 1889. La separazione tra i membri A e B era allora di 1,7” in PA 4°, ed era divenuta 1,6” in PA 358° nel 1934; la magnitudine della compagna è 12,1 (Sky Catalogue 2.000.0). Sembra però che questo non sia un sistema fisico. Nel 1912 furono scoperti altri due membri che, pur presentando una separazione prospettica molto maggiore, formano però con la primaria un sistema fisico. Il membro C è di magnitudine 9,6 ed è separato da A di 66,0” in PA 310°. D è di magnitudine 9,2 ed è separata dalla primaria di 140,2” in PA 229° (tutti i dati si riferiscono all’anno 1912).

Il campo di 44 Cas è ricco di oggetti interessanti: 10’ a nord-nordest dalla stella c’è un piccolo ammasso aperto, NGC659 (V: 7,9; una quarantina di stelle, le più brillanti delle quali di magnitudine 10,4,  in un’area di 5’). 1° 20’ ad ovest di quest’ultimo, proprio sullo stesso parallelo, c’è il ben più vistoso ammasso aperto M103. 45’ a nord-nordest di 44 Cas vediamo ancora un altro ammasso aperto, NGC663: V: 7,1, circa 80 stelle le più brillanti delle quali di magnitudine 8,4 in un’area di 16’.

L’evento fu osservato per la prima volta il 6 novembre 1572 da W. Schuler, e probabilmente anche da molti altri scienziati nei seguenti tre giorni (tra questi Maurolico). L’11 novembre fu scoperta indipendentemente da Tycho Brahe, che determinò per primo dei parametri sul suo splendore: egli la definì più luminosa di Giove, e uguale in splendore a Venere. Per circa due settimane la stella fu più splendente di qualunque altra nel cielo, e poteva essere osservata anche nella piena luce del giorno. Alla fine di novembre cominciò ad impallidire e a cambiare colore; dal bianco splendente andò virando verso il giallo e quindi l’arancio, fino al rosso, per sparire alla vista (non esisteva ancora il telescopio) nel marzo 1574, essendo stata visibile ad occhio nudo per 16 mesi. Tycho, affascinato da un tale spettacolo che veniva a sovvertire l’allora scontata immutabilità dei cieli, studiò con grande interesse questo fenomeno. Malgrado non esistesse ancora alcuno strumento ottico, egli ci ha lasciato importanti registrazioni sulle sue variazioni di splendore e sulla sua posizione, tanto che a questa supernova ancor oggi ci si riferisce come alla Stella di Tycho. Queste immani esplosioni, nelle quali una stella gigante sembra venire completamente distrutta, sono i fenomeni celesti di più spaventosa potenza ai quali ci sia stato dato di assistere. Al momento dell’esplosione, la stella può giungere ad accrescere il suo splendore di 20 o più magnitudini, toccando luminosità che superano quella del nostro Sole di centinaia di milioni di volte. Si pensi che, se una nova può giungere a luminosità 100.000 volte superiori a quella del Sole, una supernova può essere 50.000 volte più luminosa di una nova!