Stelle di Cefeo
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Alderamin (da Al Deraimin delle Tavole Alfonsine) in origine era Al Dhira al Yamin, il braccio destro; ma nelle rappresentazioni della mitica figura del re d’Etiopia indica invece la spalla. Comunque, è l’astro più brillante della costellazione. E’ una stella biancoazzurra cui è stata attribuita a volte la qualifica di subgigante, a volte quella di oggetto di sequenza principale. La sua temperatura superficiale dovrebbe aggirarsi sugli 8.000 K. Nell’anno 7500 o giù di lì prenderà il posto della Stella Polare. Ha una compagna ottica (V: 10,5 circa) a 207” in PA 22°, e a sua volta questa stella ha due compagne a 20” sud, entrambe di magnitudine 11 e separate di 2,6”. Ma nessuna di queste stelle appare fisicamente connessa alla primaria.

Il nome significa, secondo certe interpretazioni,  il gregge, o il guardiano. Secondo Allen, é invece senz’altro una degenerazione del nome arabo per l’intera costellazione. Questa infatti fu trascritta inizialmente come Kifaus, e si trasformò via via in Fikaus, poi Ficares; la sua designazione in Persia era Phicarus.

Una compagna di magnitudine 7,91 si trova alla distanza di 14”: è un oggetto facile anche per piccoli telescopi, e fu registrata da F. G. W. Struve nel 1832. Si tratta probabilmente di un’effettiva binaria fisica, ma dalla prima registrazione ad oggi non c’è stata possibilità di ricavare i parametri orbitali. La secondaria è di spettro A2,5 V ed è 50 volte più luminosa del Sole. La primaria è, come già accennato, lievemente variabile, circa 0,04 magnitudini con un periodo di 0,19048 giorni (4 ore e 34 minuti); si hanno variazioni più ampie, con lo stesso periodo, nelle linee spettrali. Le variazioni vengono attribuite a rapide pulsazioni della stella (queste  variabili vengono talvolta definite quasi cefeidi). Il tipico esempio di questa classe di stelle è la b Canis Majoris, ma anche la b Cep è considerata prototipo della classe.

Errai per il Catalogo di Palermo, Er Rai per gli altri; il nome discende dall’arabo Al Rai, e significa il pastore, forse per questo qualcuno ha voluto tradurre Alfirk con gregge.

Come Alderamin, questa stella periodicamente assume il ruolo che attualmente occupa la Stella Polare: si trova ad essere, cioè, la stella più brillante vicina al Polo Nord celeste. Il suo turno nell’assunzione di un tale ruolo verrà tra circa 2.000 anni.

E’ una delle stelle variabili più importanti e conosciute, essendo il prototipo delle cefeidi, importantissima classe di variabili a corto periodo le cui variazioni nello splendore dipendono da periodiche e regolari pulsazioni della stella. Le cefeidi sono stelle di importanza incalcolabile, data la loro utilità come “candele standard”, cioè come misuratori delle distanze intergalattiche.

La d Cephei fu la prima stella di questa famiglia ad essere scoperta: da John Goodricke, nel 1784. Le variazioni di luminosità possono essere valutate osservando la stella notte dopo notte, e paragonandone lo splendore a quello delle vicine e e z. La magnitudine varia da 3,6 a 4,3 e il tipo spettrale da F5 a G3 circa. La salita al massimo dura circa 1 giorno e mezzo, la ridiscesa al minimo circa 4 giorni. Il periodo esatto è 5 giorni, 8 ore e 48 minuti.

Come tutte le cefeidi, che da essa prendono il nome, questa stella è una supergigante[1], che al suo massimo raggiunge lo splendore di 3.300 Soli. La distanza, calcolata in base alla parallasse ricavata dal satellite Hipparcos, è di 1.500 a. l.

La d Cephei è anche una stella doppia adatta ai piccoli telescopi: la compagna, di magnitudine 6,3 e spettro A0 (B-V: -0,02), si trova a 41” dalla primaria e non mostra variazioni nel PA dalla prima misurazione di F. G. W. Struve nel 1835. Una seconda compagna è stata scoperta da S. W Burnham nel 1878: è di 13^a magnitudine, e si trovava, nel 1961, a 21” dalla primaria in PA 284°.

Questa stella si rivela utile come test di paragone per la vicina (2,3° in PA 52°) d Cephei: quando si trova al massimo, infatti, la cefeide brilla di 0,6 magnitudine più di e, mentre al minimo è 0,1 magnitudine più debole. Tuttavia anche la e Cephei è una variabile, anche se occorrono mezzi fotometrici per rilevarne le variazioni: appartiene alla classe d  Sct, ed ha un’ampiezza di variazione di 0,03 magnitudine e un periodo di 61 minuti.

30’ a nord e un po’ spostata verso est c’è la nebulosa ad emissione e a riflessione Cederblad 199; abbastanza estesa (13,0’ x 5,0’), ma estremamente debole, è illuminata dalla caldissima l Cep  (V: 5; spettro: O6e), che si trova circa 40’ più a nord.

La compagna di magnitudine 11,3 è semplicemente ottica, dato che non condivide il moto proprio della primaria. Infatti, la separazione, che era di 100,5” nel 1876, si era dimezzata un’ottantina di anni più tardi.

Stella doppia, separazione 7,4” in PA 122°; magnitudini 4,4 e 8,4; graziosa coppia di stelle, la primaria bianca, la compagna giallo-arancio. C’è una terza stella molto più lontana, anch’essa come la secondaria di magnitudine 8,4; è separata di 169,8” in PA 336°.

Herschel chiamò questa stella the Garnet Star, la Stella color granato. Questa è probabilmente la più rossa tra le stelle visibili ad occhio nudo nell’emisfero celeste boreale. E’ una variabile, riconosciuta come tale per la prima volta, probabilmente, da J. R. Hind nel 1848. La magnitudine visuale varia da 3,7 a 5,0 circa; il periodo è irregolare, con una media di 755 giorni con oscillazioni in diminuzione fino a 100 giorni. In aggiunta, pare vi sia un superperiodo, sovrapposto a quello principale, di circa 12,8 anni. Qui sotto si può vedere una curva di luce di 3.000 giorni.

Si tratta di una supergigante rossa della stessa classe (Ia) di Betelgeuse, e simile a quest’ultima anche quanto a pulsazioni; una comparazione tra gli spettri fa sospettare che m Cephei sia attualmente più luminosa di Betelgeuse, il che la porta ad essere una delle supergiganti rosse intrinsecamente più luminose[2]. E’ anche una delle poche stelle che mostra nel suo spettro bande di vapore d’acqua (vedi la scheda di Mira Ceti). Secondo alcuni osservatori, la stella varia in colore così come in splendore. Essa di solito appare di color rosso-arancio cupo, ma in certi casi sembra assumere una tipica colorazione porpora. Ma considerando che la sensibilità umana ai colori è varia, e così le condizioni atmosferiche e strumentali, è difficile dire quanto queste variazioni siano degne di fede.

La stella ha anche due compagne, probabilmente ottiche: una, di magnitudine 12,3, a 19,5” in PA 260°; l’altra, di magnitudine 12,7, a 41,2” in PA 299°. Vedi una curva di luce per diversi anni.

Kazwini chiamò questa stella Al Kurhah, che dovrebbe indicare una macchia bianca sulla fronte di un cavallo. La x Cephei è una bella stella doppia, generalmente considerata la maggiore attrattiva della costellazione, ovviamente insieme alla famosissima d, la capostipite di tutte le cefeidi. Una doppia fisica (vedi il grafico dell’orbita), i cui membri mostrano lo stesso moto proprio di 0,23” per anno in PA 66°, ma con un’appena percettibile evidenza di moto (retrogrado) di rivoluzione. Il PA decresce di circa 7° per secolo, e la separazione, che era di 5,6” quando F. G. W. Struve la misurò nel 1831, nel 1974 era aumentata a 7,7”. Le magnitudini sono rispettivamente 4,4 e 6,5. Riguardo ai tipi spettrali dei due membri, le fonti che abbiamo consultato sono abbastanza discordanti soprattutto per quel che riguarda la secondaria: mentre la primaria è considerata di tipo A3 (o A2), la secondaria è riportata come A3, G o F7. C’è una terza stella, di magnitudine 12.6, separata di circa 97” in PA 200°, ma non fa parte del sistema fisico.

Doppia: vedi il grafico dell’orbita. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 4,9 e 7,1, separazione e angolo di posizione non noti. C’è un terzo membro di magnitudine 12,7 separato di 45,6” in PA 4° (1912).

Si trova meno di 1° a sud della famosa d Cephei, ed è una doppia facile anche per il più piccolo dei telescopi (vedi il grafico dell’orbita). Entrambe le componenti sono nane rosse, di tipo spettrale rispettivamente M2 ed M5 e magnitudine 9,8 e 11,3. Si tratta di un sistema vicinissimo al nostro Sole: appena 13 a. l.; scoperto nel 1890 da S. W. Burnham, se ne colse subito l’importanza, dato che il fatto che fosse un sistema doppio, e tanto vicino da consentirci di misurarne la parallasse, sarebbe stato facile derivarne le masse delle due stelle, in un’epoca in cui le masse stellari conosciute erano veramente poche.

Otticamente, Krüger 60 appare come un sistema triplo: infatti Krüger l’aveva scoperta come doppia avvistando due stelle separate da poco meno di 30”; successivamente Burnham separò una coppia più stretta, le componenti indicate come A e B, mentre la componente C risultò essere soltanto prospettica e proprio per questo risultò preziosa, come si può vedere nella nota [3]. Le due stelle che formano la vera doppia orbitano intorno al comune centro di massa con un periodo di 44,36 anni, con una distanza reciproca media di 9,5 UA, con orbite molto eccentriche (e=0,41).

Il massimo avvicinamento tra le due stelle è 5,6 UA, la massima distanza 13,4 UA. Dagli elementi orbitali del sistema é risultata una massa di 0,26 masse solari per Krüger A e di 0,18 per Krüger B. Quest’ultima è risultata quindi una delle stelle meno massive che si conoscano. Le dimensioni, calcolate in base alle luminosità e alle temperature (circa 2.800 K) sono risultate rispettivamente 0,5 e 0,3 volte il diametro solare. Krüger B è anche una variabile a flare. I flare di Krüger B arrivano ad incrementare di 3 volte lo splendore della stella. Si tratta in questo caso di un fenomeno tipico delle stelle rosse giovani che si trovano alla fine del periodo della contrazione gravitazionale, e stanno per cominciare a bruciare l’idrogeno.

Variabile a lungo periodo (tipo Mira); periodo 388,14 giorni; intervallo di magnitudini 5,2-11,3; spettro variabile da M5,5e a M8,8e. 45’ ad ovest-sudovest c’è un oggetto interessante, la stella HD 200775, di magnitudine 7,43 immersa nella nebulosa NGC7023, estesa 13’ e di magnitudine 7,1.

Interessante binaria ad eclisse, scoperta da W. Cerasky nel 1880. E’ una doppia velocemente rotante in cui la primaria brillante è occultata ad intervalli periodici da una compagna più grande ma più debole. La U Cephei è uno dei più brillanti oggetti di questo tipo, ed uno dei più facili da osservare: e la sua posizione in cielo, tra l’altro, ce la rende osservabile tutto l’anno (si trova a poco più di 8° dal Polo Nord celeste).

La sua magnitudine è normalmente 6,75; la discesa al minimo richiede 4 ore ed è seguita da 2 ore di eclisse totale. Durante l’eclisse la magnitudine rimane costantemente a 9,24. Un leggero minimo secondario, a metà strada tra le eclissi principali, è causato da una parziale eclisse della stella più debole da parte della più brillante. Il periodo di rivoluzione è di 2,4930475 giorni; il tipo spettrale della primaria è B7Ve, quello della compagna G8III-IV. Il periodo è lievemente aumentato nell’ultimo secolo, e vi sono alcuni occasionali cambiamenti che rimangono tuttora inspiegati, ma che potrebbero essere dovuti ad un graduale cambiamento nelle relative masse delle due stelle, causato da uno scambio di materia: un flusso che dalla gigante gialla andrebbe ad arricchire la primaria bianco-blu. Lo scambio di materia potrebbe spiegare anche certe anomalie spettrali: la velocità radiale della primaria, infatti, risulta asimmetrica, il che indicherebbe una forte eccentricità dell’orbita; la curva di luce, invece, mostra un’orbita quasi perfettamente circolare; lo scambio di materia, distorcendo le misure della velocità radiale, può spiegare la discrepanza.

Oltre al sistema principale, ci sarebbe una terza stella, di magnitudine 11,2, separata dal sistema principale di 13,8” in PA 62°, e una quarta di magnitudine 12,2 separata di 21,2”. Il moto proprio del sistema è di 0,025” annui e la velocità radiale 6 km/s in recessione.

La RZ Cephei è una stella del tipo RR Lyrae, le cosiddette variabili degli ammassi; il suo periodo è di 7 ore 24,5 minuti, ed è stata scoperta da H. Leavitt ad Harvard nel 1907. L’intervallo di magnitudine, secondo le più recenti osservazioni (Hipparcos) va da 9,26 a 9,83; lo spettro varia, secondo il General Catalogue of Variable Stars Data, da A0 a F2. La curva di luce è simile a quella di una cefeide (le stelle di questo tipo vengono chiamate anche “cefeidi degli ammassi” per la loro frequenza negli ammassi globulari), con una rapida ascesa al massimo ed un più lento declino. Come nelle cefeidi, queste variazioni sono attribuite a periodiche pulsazioni degli strati esterni della stella.

La RZ Cephei è nota per una caratteristica che poco ha a che fare con la sua variabilità: si muove nello spazio ad una velocità incredibilmente alta, anche se l’entità esatta di tale velocità non è ben certa, dato che dipende anche dalla distanza della stella, che non è stata determinata con sufficiente precisione. Secondo molti studiosi, il valore della velocità rispetto alla galassia sarebbe intorno ai 1.000 km/s, ma, ripetiamo, solo quando la distanza sarà stata determinata con precisione si potranno sciogliere i dubbi.

La VV Cephei è il prototipo di quei  sistemi doppi costituiti da una gigante rossa evoluta e da una stella azzurra della sequenza principale. Anche se il primo (e probabilmente il più famoso) oggetto di questo tipo è Algol (b Persei), la VV Cephei si distingue per le abnormi dimensioni della gigante rossa: 2.000 volte il diametro del Sole: al suo posto, ingloberebbe l’orbita di Saturno!

Localizzare la VV Cephei è tutt’altro che difficile: una volta identificata la x Cephei (V: 4; doppia, primaria tipo A3), poco più di 1° a sudovest di questa si trova la nostra stella, di magnitudine 5 e inconfondibile nel suo colore rossastro. Un puntino rossastro che è quanto ci giunge della luce di un oggetto che splende 6.000 volte più del Sole e attorno al quale orbita una stella azzurra, invisibile nella sua luce malgrado splenda ben 400 volte più del Sole stesso

La variabilità della VV Cephei era già nota dal 1908, e poco dopo fu anche riconosciuta come doppia spettroscopica; ma fu solo nel 1936 che la scomparsa di certe righe spettrali chiaramente originate da un ampio involucro gassoso che avviluppava la stella azzurra dette l’avvio ad una serie di studi che dimostrarono come il sistema fosse una variabile ad eclisse con periodo di 7.430 giorni, con una permanenza in eclisse di circa 800 giorni.

La prima osservazione di questa stella doppia si deve a F. G. W. Struve, nel 1828; da allora è stata misurata un centinaio di volte. Le due stelle sono di magnitudine individuale 6,80 e 7,10 e spettri simili (entrambe bianche). La separazione è di 0,8” in PA 12°. Per sperare di separarle servono almeno 400 ingrandimenti e un cielo terso (osservarle quando culminano).

F. G. W. Struve scoprì questa stella doppia nel 1831, e da allora si sono susseguite almeno un’ottantina di misurazioni. I due membri (magnitudine individuali 6,2 e 7) sono separati di 1,6” in PA 354° (1992).

Sistema multiplo, formato da almeno 7 stelle; la coppia principale fu scoperta da Otto Struve nel 1848. Le magnitudini delle componenti sono rispettivamente 6,66 e 11,40 e la separazione era al momento della scoperta di 11,1” in PA 298°, e da allora non ci sono stati spostamenti significativi. Nel 1863 fu trovato un terzo membro, di magnitudine 8,90 e spettro K0III, separato dalla primaria di 89,9” in PA 39°. Una quarta compagna, di magnitudine 7,85 e spettro B9Vn fu trovata nel 1876, separata dalla primaria di 183,9” in PA 72°. Nello stesso anno si provò l’appartenenza allo stesso sistema di una stella di magnitudine 6,99 e spettro B9III sita a 236,7” dalla primaria in PA 37° e di una di magnitudine 8 separata da quest’ultima di 192,4” in PA 34°. Nel 1905 si trovò, a 18.3” dalla primaria, una stellina di magnitudine 14,30 in PA 334°, anch’essa parte del sistema.

Sistema multiplo, la cui coppia principale è stata scoperta da F. G. W. Struve nel 1832. Si tratta di due stelle gemelle, entrambe di magnitudine 7,20 e tipi spettrali F4 ed F5 (Mt. Wilson). Al momento della scoperta la separazione era di 3,0” in PA 76°; nel 1982 le due stelle erano separate di 4,6” in PA 57°. Un terzo membro, di magnitudine 10.20, fu scoperto nel 1910, quando la separazione dalla primaria era di 109.3” in PA 206°; la separazione nel 1925 era salita a 111”.

Sistema multiplo; la coppia principale fu scoperta da F. G. W. Struve nel 1832, e la separazione era allora di 2,0” in PA 319; nel 1992 la separazione era di soli 1,4” in PA 286°. Le due stelle hanno magnitudini individuali 6,10 e 7,40 e lo spettro composito è G8III-IV + G2IV. Una terza componente il sistema è stata scoperta nel 1910: è di magnitudine 11,05 ed è separata dalla primaria di 39,2” in PA 354°.