Stelle del Cigno
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a (alfa) Cyg

Deneb

a: 20h 41m 25,9s; d: +45° 16’ 49”; p: 0,00101”; V: 1,25; MV: -7,5; spettro: A2Ia; B-V: 0,09; m: +0,00222”/+0,00155”; VR: -4.5 km/sec.; d: tra 1.000 e 3.000 a. l.; luminosità: ≈60.000 - 250.000; altre denominazioni: 50 Cygni; HIP 102098; HD 197345; HR 7924; SAO  49941.

Secondo il Millennium Star Atlas, l’atlante stellare redatto in seguito alle misure astrometriche del satellite Hipparcos, Deneb è la 20a stella in cielo quanto a splendore intrinseco. La stella, che si trova all’estremità superiore della Croce del Nord, rappresentava la coda del Cigno nelle antiche mappe raffiguranti le mitiche figure celesti delle antiche costellazioni. Secondo Allen, il nome deriverebbe infatti dall’arabo Al Dhanab al Dajajah, la Coda della Gallina, che nel tempo si sarebbe via via corrotto in Denebadigege, Deneb Adige, ecc. Le Tavole Alfonsine la designano come Arided, probabilmente derivato da Al Ridhadh (la Splendente, la Fulgida), poi corrotto in El Rided, che anticamente erano usati per l’intera costellazione.

Fra le tre stelle del triangolo estivo (le altre sono Vega e Altair) Deneb è la meno brillante quanto a magnitudine apparente, non certo quanto a splendore intrinseco. In realtà, si tratta di una delle più grandi supergiganti conosciute (parliamo di stelle della sequenza principale), paragonabile soltanto a Rigel tra le stelle di 1a magnitudine. La sua magnitudine assoluta, data la distanza di 1.107 a. l. (secondo Hipparcos, ma è troppo distante perché la parallasse sia affidabile), è circa –7,5, cioè oltre 60.000 volte lo splendore del Sole[1]. La sua massa si aggira sulle 25 masse solari; il nostro Sole, alla distanza di Deneb, ci apparirebbe come una stellina di 14a magnitudine circa. La sua temperatura superficiale è di circa 9.700 K; il suo diametro potrebbe superare di 60 volte quello del Sole.

Come altre supergiganti di tipo A ed F, Deneb mostra una modesta variabilità, dell’ordine di 0,05 magnitudini. Deneb viene considerata la principale fonte di eccitazione della grande nebulosa NGC7000 (la Nebulosa Nord America), che si trova circa 3° ad est.

 

b (beta) Cyg

Albireo

a: 19h 30m 43,3s; d: +27° 57’ 35”; p:  0,00846”; V: 3,05; spettro: K3II+...; m: -0,00803”/-0,00563”; VR: -24 km/sec.; d: 380 a. l.; luminosità: 680; altre denominazioni: 6 Cygni; HIP 95947; HD 183912; HR 7417; SAO  87301.

Si trova all’estremità inferiore della Croce del Nord, esattamente al vertice opposto rispetto a Deneb. Il nome potrebbe derivare da una degenerazione del termine ab ireo che si trova in un’edizione del 1515 dell’Almagesto. Il nome arabo originario era Al Minhar al Dajajah, il Becco della Gallina. Si tratta di una delle più belle doppie in assoluto, certamente la più bella a disposizione dei telescopi amatoriali. La stella più brillante è di un giallo dorato (V: 3,09; MV: -2,3; B-V: 1,13; spettro: K3III); la compagna (V: 5,11; MV: -0,2; B-V: -0,14; spettro: B8V) è di un magnifico azzurro (zaffiro). La separazione è di 34,3”, facile per telescopi anche molto piccoli o addirittura binocoli.

Si pensa trattarsi di una doppia fisica, anche se, dalla prima misurazione di F. G. W. Struve nel 1832, non si è trovata evidenza di moti orbitali. La distanza è di 410 a. l. e il moto proprio 0,01”; le rispettive luminosità circa 760 e 120 volte quella del Sole. Albireo A è a sua volta una doppia spettroscopica, e l’invisibile compagna sembra essere una stella di tipo B9.

 

g (gamma) Cyg

 Sadr

a: 20h 22m 13,7s; d: +40° 15’ 24”; p:  0,00214”; V: 2,23; MV: -6,12; spettro: F8Ib; B-V: 0,68; m: +0,00318”/-0,00093”; VR: -7,5 km/sec.; d: 1.500 a. l.; luminosità::. ≈20.000; altre denominazioni: 37 Cygni; HIP 100453; HD 194093; HR 7796; SAO  49528.

Secondo Allen, il nome deriva dall’arabo Al Sadr al Dajajah, il Petto della Gallina. Il catalogo Hipparcos mette Sadr al secondo posto tra le stelle più brillanti del cielo, seconda solo a Rigel quanto a splendore. Certo, bisogna considerare il fatto che in questa classifica non vengono considerate le stelle tanto distanti da non consentire di ricavarne una parallasse affidabile: e così non figura nell’elenco, per esempio, Deneb, che è sicuramente più luminosa, ma più lontana. Questa stella è circondata da estese nebulosità, facili da osservare con piccoli telescopi o binocoli, e splendide in fotografia. A sudovest dalla più estesa nebulosità si trova la più piccola NGC6888, detta Crescent Nebula.

 

d (delta) Cyg

a: 19h 44m 58,5s; d: +45° 07’ 51”; p:  0,01907”; V: 2,87; MV: -1,0; spettro: B9,5III; m: +0,06126”/+0,04844”; VR: -20 km/sec.; d: 170 a. l.; luminosità: 160; altre denominazioni: 18 Cygni; HIP 97165; HD 186882; SAO 48796; HR 7528; S 2579.

E’ una binaria abbastanza difficile, scoperta da F. G. W. Struve nel 1830. La difficoltà consiste soprattutto nel fatto che la compagna più debole viene a trovarsi immersa nel primo anello di diffrazione della primaria, e quindi viene praticamente oscurata. Gli elementi orbitali sono incerti, e le valutazioni del periodo variano da 300 a 825 anni. Vedi il grafico dell’orbita.

e (epsilon) Cyg

Gienah

a: 20h 46m 12,7s; d: +33° 58’ 13”; p:  0,04526”; V: 2,48; MV: 0,7; spettro: K0III; (B-V: 0,99); m: +0,42945”/+0,33028”; VR: -10.6 km/sec.; d: 72 a. l.; luminosità: ≈40; altre denominazioni: 53 Cygni; HIP 102488; HD 197989; HR 7949; SAO  70474.

Il nome è lo stesso della g Crv: d’altra parte, entrambe le stelle rappresentano un’ala (Al Janah, l’Ala; lì del Corvo, qui del Cigno, o meglio, per gli Arabi, della Gallina). Tra Deneb, Sadr e Gienah vi è il Sacco di Carbone Settentrionale, uno spazio quasi vuoto di stelle nella Via Lattea, simile, anche se meno cospicuo, a quello meridionale, che si trova nella Croce del Sud. 6° a nordest di Gienah c’è l’importante doppia 61 Cyg.

Binaria spettroscopica di periodo indeterminato, doppia ottica (soltanto prospettica) con compagna di 12a magnitudine separata di circa 1’. Ma oltre a questa, c’è anche una compagna fisica molto più debole, di 15a magnitudine, una nana rossa, separata di 78”. Circa 0,5° a nordest c’è la variabile irregolare T Cygni.

 

z (zeta) Cyg

a: 21h 12m 56,2s; d: +30° 13’ 37”; p:  0,02162”; V: 3,21; MV: -0,4; spettro: G8II SB; B-V: 0,99; m: +0,00795”/-0,06812”; VR: +17.4 km/sec.; d: 151 a. l.; luminosità: 90,2; altre denominazioni: 64 Cygni; HIP 104732; HD 202109; HR 8115; SAO  71070.

C’è una compagna (V: 11,6) a 66,9” in PA 204° (1962), una (V: 11,3) a 91.2” in PA 300° (osservazione dello stesso anno) ed una (V: 12,6) a 102.8” in PA 66° (1907). La primaria è binaria spettroscopica. 1° circa ad ovest c’è la doppia visuale S 2762; la primaria di questa coppia è registrata come variabile (V389 Cyg), forse del tipo a2 CVn.

 

h (eta) Cyg

a: 19h 56m 18,4s; d: +35° 05’ 00”; p:  0,02340”; V: 3,89; spettro: K0IIIv; B-V: +1,02; m: -0,04155”/-0,02760”; VR: -26.5 km/sec.; d: 139 a. l.; luminosità:. 41; altre denominazioni: 21 Cygni; HIP 98110; HD 188947; HR 7615; SAO  69116; b 980; ADS 13149.

E’ una doppia, misurata per la prima volta da S. W. Burnham nel 1879. La separazione (7,4”) e il PA (208°)  non hanno mostrato variazioni da allora fino al 1958, anno in cui la coppia, per quel che ne so, è stata controllata l’ultima volta. Le due stelle comunque mostrano un comune moto proprio, per cui si tratta quasi certamente di un sistema fisico. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 3,89 e 12,00.

 

m (mu) Cyg

a: 21h 44m 08,6s; d: +28° 44’ 33”; p:  0,04464”; V: 4,49; spettro: F6V; m: +0,29691”/-0,24273”; VR: +18 km/sec.; d: 73 a. l.; luminosità: 6,5; altre denominazioni: 78 Cygni; HIP 107310; HD 206826; SAO 89940; HR 8309; S 2822; ADS 15270AB.

Si tratta di una binaria visuale stretta, con un periodo tra i 450 e i 500 anni. Fu scoperta da W. Herschel verso il 1780, e a quell’epoca la separazione era di 6”, ma da allora è andata diminuendo fino a 0,55” nel 1937. Adesso le due stella stanno tornando ad allontanarsi, nel 1994 la separazione era 2,1” in PA 305°. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 4,78 (MV: 2,8; B-V: 0,70) e 6,08 (MV: 3,0; B-V: 0,4:), e le due stelle si presentano entrambe come normali stelle della sequenza principale, rispettivamente F6V e G2V, con una luminosità totale del sistema che è 5 volte quella del Sole. La distanza effettiva tra le due stelle è mediamente di 85 UA. Vedi il grafico dell’orbita.

 

t (tau) Cyg

a: 21h 14m 47,5s; d: +38° 02’ 44”; p:  0,04780”; V: 3,74; MV: 2,0; spettro: F1IV; B-V: 0,39; m: +0,24855”/+0,41002”; VR: -21 km/sec.; distanza: 68 a. l.; luminosità: 11; altre denominazioni: 65 Cygni; HIP 104887; HD 202444; HR 8130; SAO  71121; ADS 14787AB.

Anche t Cygni è una doppia stretta visuale, scoperta da Clark nel 1874. Le magnitudini dei due membri sono rispettivamente 3,82 e 6,42. Nel 1993 la separazione era di 0,7” in PA 353°. A 29” (nel 1914, ma in aumento) c’è una stella di 13a magnitudine che non è legata fisicamente al sistema, mentre lo è un’altra più lontana (88” in PA 185°) di 12a magnitudine. Questa è una nana rossa di tipo M, la cui luminosità è 1/170 di quella del Sole, il cui periodo orbitale intorno alla primaria si aggirerebbe sui 45.000 anni e la distanza effettiva sulle 2.000 UA. La primaria è inoltre una variabile del tipo d Scuti. Vedi il grafico dell’orbita.

 

c (chi) Cyg

a: 19h 50m 33,9s; d: +32° 54’ 51”; p:  0,00943”; V: 7,91v; spettro: S7,1e:; m: -0,02808”/-0,03849”; VR: -1.9 km/sec.; d: 340 a. l.; luminosità: 6; altre denominazioni: HIP 97629; HD 187796; HR 7564; SAO  68943.

c (chi) Cygni è una stella gigante rossa evoluta del tipo di Mira Ceti, di periodo abbastanza lungo (circa 405 giorni) e che presenta la particolarità di uno spettro di tipo M al suo massimo d’intensità e di tipo S al minimo.

La scoperta della variabilità di questa stella (la seconda variabile a lungo periodo che sia stata osservata) si deve all’astronomo tedesco Gottfried Kirch, nel 1686: il resoconto della scoperta è nelle Memorie della Società Reale di Berlino, stampate nel 1710. Kirch nel 1686 cercava una stella vicina alla testa del Cigno, che Hevelius aveva osservato nel 1670 e nel 1671, ma che da allora non era stata più vista da nessun astronomo; neppure Kirch la trovò, ma si accorse che la stella che Bayer aveva contrassegnato con la lettera greca c (chi) e aveva inserito nel catalogo nel 1600 era scomparsa. La cercò più volte, e il 19 ottobre la vide riapparire, ed era visibile ad occhio nudo. In seguito aumentò di splendore fino ad un certo punto, poi scemò e scomparve di nuovo. Fu invisibile fino al 16 agosto 1687, quando riapparve al telescopio, mentre fu visibile ad occhio nudo il 2 novembre. In seguito, una dettagliata serie di osservazioni della curva di luce della stella fu fatta da Le Gentil, il cui lavoro è in una Memoria dell’Accademia Reale delle Scienze di Parigi del 1759.

c Cygni si trova a circa il 60% della linea immaginaria che va da Sadr (g Cygni) ad Albireo (b Cygni), circa 2½° a sud-sudovest da h Cygni. E’ la variabile a lungo periodo più brillante dopo la famosa Mira Ceti, ed al suo massimo è visibile ad occhio nudo (era stata, d’altra parte, catalogata da Bayer), raggiungendo una magnitudine tra 4 e 5 (il suo massimo storico è circa 3,5). Al minimo, scende fino alla quattordicesima magnitudine, divenendo del tutto indistinguibile, anche con un buon telescopio, dallo sfondo di deboli stelline che pullulano in quella regione.

La variabilità di c Cygni è effettivamente enorme: normalmente la differenza tra minimo e massimo è di 3.000 volte, ma può raggiungere le 10.000: vedi la curva di luce. Si tratta di una delle giganti rosse più fredde: al minimo, la sua temperatura raggiunge i 1.900 K (Burnham). 

 

o1 (omicron1) Cyg

a: 20h 13m 37,9s; d: +46° 44’ 29”; p:  0,00241”; V: 3,80v; spettro: K4Iab + B4 IV-V; m: +0,00613”/+0,00187”; VR: -6.9 km/sec.; d: 1350 a. l.; luminosità: 4.000; altre denominazioni: 31 Cygni; HIP 99675; HD 192577; HR 7735; SAO  49337.

La 31 Cyg è la primaria di un gruppetto (probabilmente solo prospettico) molto largo e molto bello da osservare con telescopi di bassa potenza. La stella 30 Cygni si trova a 338” di distanza, ed un’altra compagna più vicina si trova a 107”. Entrambe sono stelle blu (A3 e B5). La 31 Cyg è comunque una variabile ad eclisse (V695), con un periodo di 3802,84 giorni.  Vedi un modello del sistema.

E’ una gigante giallo-arancione di tipo K2II, il cui diametro è circa 150 volte quello del Sole. E’ circondato da un involucro gassoso che è oltre due volte più grande della stessa stella. Intorno alla primaria orbita una stella che dovrebbe avere 5 volte le dimensioni del Sole, di tipo B, il cui piano orbitale vediamo quasi esattamente di taglio, per cui la stella blu, più piccola, viene totalmente eclissata, ad ogni passaggio dietro la primaria, per circa 63 giorni. Il fenomeno ha inizio con un’eclisse atmosferica: la stella blu comincia ad essere parzialmente nascosta dal guscio gassoso della primaria. Questa eclisse parziale dura circa 2 mesi e mezzo prima e dopo l’eclisse totale.

 

o2 (omicron2) Cyg

a: 20h 15m 28,3s; d: +47° 42’ 52”; p:  0,00060”; V: 3,96; MV: -2,3; spettro: K3Ib-II comp; m: +0,00577”/+0,00120”; VR: -14.4 km/sec.; d: 1.100 a. l.; luminosità: 2.400; altre denominazioni: 32 Cygni; HIP 99848; HD 192909; HR 7751; SAO  49385.

Si tratta di un sistema binario gigante e di una variabile ad eclisse di piccola ampiezza. La primaria è una gigante di spettro K, il cui diametro è probabilmente 200 volte quello del Sole, di colore giallo-arancio e bassa temperatura, con un’estesa atmosfera. A qualcosa come un miliardo di chilometri le orbita attorno una compagna più piccola, di tipo A, circa 5 volte il diametro solare. Il periodo è 1.148 giorni. L’eclisse totale si ha quando la stella più piccola passa dietro la gigante, ed è preceduta e seguita dalle eclissi atmosferiche, che durano poco più di un mese ciascuna. La totalità dura 11 giorni.

 

61 Cyg

a: 21h 06m 54,6s; d: +38° 44’ 45”; p: 0,28713”; V: 5,20; spettro: K5V; m: +5,32721”/+3,25890”; VR: -64,3 km/sec.; d: 11,4 a. l.; luminosità: 0,08; altre denominazioni: HIP 104214; HD 201091; HR 8085; SAO  70919; S 2758; ADS 14636.

Famosa stella doppia, di grande importanza storica perché la sua componente primaria è la prima stella di cui sia stata determinata la parallasse, da Bessel nel 1838. I due membri orbitano intorno al comune centro di gravità compiendo una rivoluzione in qualcosa come 7 secoli. Entrambe le componenti sono stelle nane di un bel colore arancione.

61 Cygni cominciò a dimostrarsi degna di grande attenzione nel 1792, quando a Palermo G. Piazzi determinò il suo ingente moto proprio, ben 5,22” per anno (in PA 52°). Pare che Piazzi, comunque, non si sia accorto che si trattava di un sistema binario, e la prima registrazione in proposito è di F. G. W. Struve (S 2758), nel 1830. Nel 1838, come già detto, Bessel ne determinò la parallasse in circa 0,29”, calcolandone la distanza in 10,3 a. l. (oggi corretti in 11,4).

Tra le stelle visibili ad occhio nudo, 61 Cygni (vedi i grafici dell’orbita rispettivamente dal 1690 al 2050 e dal 2000 al 2550) è la quarta in ordine di distanza dal Sole: dopo a Centauri, Sirio (a Canis Majoris) ed e Eridani. 

Oltre alle due componenti visibili del sistema ce n’è un terzo invisibile, rivelato dalle sistematiche variazioni delle orbite dei due membri noti. E’ un corpo interessante perché la sua massa sembra essere soltanto otto volte quella di Giove, per cui dovrebbe essere un pianeta piuttosto che una stella.

 

P Cyg

a: 20h 17m 47,2s; d: +38° 01’ 59”; V: 3,00-6,00; spettro B2pe; distanza e luminosità incerte; altre denominazioni: 34 Cygni; HIP 100044; HD 193237; HR 7763; SAO  69773.

E’ una variabile estremamente interessante, di un tipo estremamente raro sia nella nostra che nelle altre galassie, che potrebbe essere definita una nova permanente.

Fu osservata per la prima volta nel 1600 come una stella di 3a magnitudine in una posizione in cui nessuno aveva mai visto alcunché. La prima osservazione documentata si deve all’olandese Willem Blaeuw, costruttore di globi celesti e amico di Tycho Brahe. La testimonianza della scoperta di questa stella, fatta nell’agosto del 1600, si trova in un globo celeste oggi conservato nel Museo della Letteratura di Praga, in cui Blaeuw registra anche la variabilità della stella, dicendo di averla scoperta di 3a magnitudine, ma che poi è sbiadita fino alla 5a.

Tornando al momento della scoperta, la stella rimase brillante per circa 6 anni, poi cominciò a scemare gradualmente, fino a raggiungere la 6a magnitudine nel 1620. Dal 1600 al 1618 Keplero ne seguì le variazioni, e lasciò scritto che essa era stata un po’ meno brillante della stella del Petto (del Cigno, cioè Sadr, g Cygni; V: 2,2) e un po’ più di quella del Becco (Albireo, b Cygni; V: 3.0). Rimase invisibile dal 1626 al 1654, tornò ad aumentare di splendore verso il 1655 e raggiunse magnitudine 3,5 mantenendola fino al 1659. In questo periodo fu riscoperta indipendentemente da G. B. Hodierna, che scrisse un opuscolo sull’evento (“De Stella Nova in Pectore Cygni”). Come è accaduto ad altri lavori di Hodierna, l’importante scoperta venne ignorata dai contemporanei, e la riscoperta viene comunemente attribuita ad Hevelius nel 1665, cinque anni dopo la morte di Hodierna. Dopo varie fluttuazioni negli anni successivi, P Cygni si stabilizzò intorno alla 5a magnitudine nel 1715, e da allora è rimasta su questi livelli.

In realtà P Cygni non è una vera nova, piuttosto sembra essere un oggetto simile ad h Carinae, che periodicamente eietta un involucro altamente energetico che incrementa enormemente il suo splendore. Ciò sembra confermato dal suo spettro particolare, che mostra come le regioni esterne dell’oggetto si espandano più rapidamente di quelle interne. E’ stato calcolato che questa stella perda materia al ritmo di una massa terrestre e mezza ogni anno.

P Cygni è una stella molto remota, la cui distanza, stimata sui 7.000 a. l., ne farebbe uno dei corpi celesti più splendenti in assoluto (-8, stima fatta da De Groot nel 1969 e successivamente confermata da altri). Probabilmente, quando ha raggiunto il suo massimo splendore, in passato, deve aver toccato una magnitudine tra -10 e -11: il che corrisponderebbe a due milioni di volte lo splendore del Sole.

 

Y Cyg

a: 20h 52m 03,6s; d: +34° 39’ 27”; p: 0,00104”; V: 7.31; spettro: B0IVv SB; altre denominazioni: HIP 102999; HD 198846; SAO 70599.

Y Cygni è un sistema binario formato da due stelle giganti di spettro O o B (secondo lo Sky Catalogue 2000.0: B0 IV +  B0 IV) che orbitano intorno al comune centro di massa in 2,9963331 giorni, eclissandosi a vicenda l’una con l’altra ad ogni rivoluzione (intervallo di magnitudini: 7,30 – 7,90). Ciascuna delle due stelle ha un diametro di circa 8-9 milioni di chilometri ed è 800 volte più luminosa del Sole. Le masse sono circa 17,3 e 17,1 volte quella del Sole, e la distanza da noi circa 3.000 a. l.

 

SS Cyg

a: 21h 42m 42,8s; d: +43° 35’ 10”; V: 10,26; altre denominazioni: HIP 107156; HD 206697.

E’ una variabile dello stesso tipo della U Geminorum, scoperta da L. D. Wells ad Harvard nel 1896. E’ il rappresentante più brillante di una classe di variabili note come variabili cataclismiche o novae nane. La stella è normalmente di 12a magnitudine, ma ad intervalli che variano da 20 a 90 giorni improvvisamente balza  fino all’8a magnitudine.

La SS Cygni mostra due tipi di massimo: uno della durata di circa 18 giorni, ed uno di circa 8 giorni. I due massimi generalmente si alternano, ma alle volte si susseguono due massimi dello stesso tipo. Un terzo tipo si presenta più raramente. Lo spettro di SS Cygni è piuttosto anomalo: al minimo è di tipo G (GVep), ma durante l’ascesa al massimo varia fino ad A1: l’esame dello spettro mostra l’evidenza di un sistema binario con una componente gialla nana del tipo del Sole, ed una bluastra che dovrebbe essere una nana bianca (vedi un modello del sistema). Le due stelle compiono una rivoluzione intorno al centro di massa in qualcosa come 6 ore e mezza: si tratta di uno dei più brevi periodi orbitali noti, il che implica dimensioni e distanze tra i due membri veramente minime.

I due membri hanno entrambi masse dell’ordine della metà di quella del Sole, mentre i diametri sono rispettivamente lo 0,9 (per la stella gialla) e lo 0,1 (per la stella blu) rispetto al diametro solare. La separazione tra le superfici delle due compagne non dovrebbe superare i 160.000 km o anche meno: neppure la metà della distanza Terra-Luna: nel corso di un outburst il debole spettro della stella gialla è quasi oscurato da quello molto più intenso, quasi continuo, della stella più calda, che in questo frangente è simile a quello tipico del tipo A0. La stella azzurra sembra essere irregolarmente variabile, con ampiezze medie di 0,2 magnitudini, anche quando è al minimo.

 

BF Cyg

a: 19h 23m 53s; d: +29° 40,6’; magnitudine al massimo: 9,3; al minimo: 13,4.

Variabile del tipo Z Andromedae o R Aquarii. Lo spettro composito è: Bep + M5III, che mostra la presenza di una calda stella azzurra con righe di emissione e di una fredda gigante rossa. Si tratta dunque di uno dei rari membri della classe delle stelle simbiotiche. Le variazioni della luminosità solitamente rispettano un ciclo di circa 750 giorni, benché in un’occasione la stella sia rimasta quasi costante per circa 6 anni (1929-1935). L’ampiezza della variazione in ogni ciclo è di circa 1 magnitudine, ma lo splendore medio varia da un ciclo all’altro, per cui la variazione complessiva arriva a toccare le 4 magnitudini. La stella è facile da localizzare, 4.5° circa a nordovest della 2 Cygni (V: 4,99).

 

V444 Cyg

a: 20h 19m 32,4s; d: +38° 43’ 54”; p: 0,00292”; V: 7,93; spettro: WN5  +  O6; m: -0,00470”/-0,00349”; VR: +3.0 km/sec.; d: 1.117 (+/- 243) a. l.; luminosità: indeterminata; altre denominazione: HIP 100214; HD 193576.

Si tratta di una binaria ad eclisse di speciale interesse: uno dei due membri è infatti una stella del tipo Wolf-Rayet. Si trova a circa 1.6° sud-sudest da Sadr (g Cyg) e 45’ a nord-nordest della P Cygni. La magnitudine varia da 7,93 a 8,22 e lo spettro è WN5 + O6. E’ il primo caso di sistemi di questo genere che sia stato scoperto, nel 1937 da O. C. Wilson, e identificato come binaria a eclisse da S. Gaposchkin nel 1940. Il periodo è 4,21238 giorni e le eclissi sono parziali, con ampiezza di appena 0,3 magnitudini.

Il sistema è stato abbondantemente studiato dagli astronomi interessati alle particolari caratteristiche delle stelle di Wolf-Rayet. Questi strani oggetti mostrano spettri caratterizzati da numerose righe larghe e luminose, che rivelano l’esistenza di grandi e turbolenti gusci di gas in espansione che circondano la stella. Sono oggetti certamente grandi e massivi, e sono tra le stelle più calde che conosciamo. Il membro più brillante di questa classe è la g Velorum.

Non è facile, in sistemi giganti di questo tipo, stabilire con sufficiente certezza le effettive dimensioni e masse delle componenti, a causa delle perturbazioni dei dati sulle velocità radiali provocate dai turbolenti gusci gassosi che le avvolgono. La tabella seguente è tratta dal Burnham’s Celestial Handbook, ed è ricavata da una media dei risultati degli studi più accreditati:

Membro

Spettro

Diametro (Sole=1)

Massa (Sole=1)

Luminosità (Sole=1)

MV

A

O6

10

32

6900

-4.8

B

WN5

2.3

18

1450

-3.1

Secondo questi valori, le due stelle distano tra di loro circa 27 milioni di km, la magnitudine assoluta totale del sistema è circa –5.0. Le misurazioni di Hipparcos ridurrebbero questi valori in modo abbastanza consistente, ma in realtà il sistema è troppo lontano perché la parallasse fornita dal satellite astrometrico possa essere considerata affidabile.  

R Cyg

a: 19h 36m 49,3s; d: +50° 11’ 59”; V: 10,33 (media); spettro: S2.5,9e-S6,9e; distanza e luminosità: indeterminate; altre denominazione: HD 185456.

Variabile a lungo periodo del tipo Mira, si trova 4’ a sud-sudest della q Cyg (spettro: F4; V: 4,5). L’ampiezza delle variazioni va da 6,1 a 14,4 e la stella è anche una doppia larga, con una compagna (V: 9,5) separata di circa 1’ in PA 14°. Anche la vicinissima q Cyg è una stella multipla, e all’oculare di un telescopio il tutto è un vero spettacolo.

 

TT Cyg

a: 19h 40m 57,0s; d: +32° 37’ 06/”; p: 0,00196”; V: 7,93; spettro: C5,4e (N3e); m: -0,00634”/-0,00340”; VR: -49.0 km/sec.; d: 1.664 (+/- 482) a. l.; luminosità: indeterminata; altre denominazione: HIP 96836; HD 186047.

Variabile semiregolare (SRb); ampiezza delle variazioni: V da 7,69 a 8,07 (Tycho), periodo 118 giorni. Si trova 2° ad est e un po’ più a sud dell’assai più nota variabile a lungo periodo c Cyg

TT Cygni è una fredda gigante rosssa che emette un intenso vento stellare. Sul web si può vedere una ripresa in falsi colori di TT Cyg, effettuata nella banda delle onde radio millimetriche, che mostra  le emissioni radio del monossido di carbonio presente nel guscio di gas che circonda la stella. L'emissione centrale è causata da materiale espulso dalla gigante rossa da qualche secolo a questa parte, mentre il sottile anello lontano, che ha in raggio di circa 1/4 di anno luce, rappresenta il guscio di gas che si espande da almeno 6000 anni. Le stelle al carbonio come TT Cyg sono così chiamate a causa dell'apparente abbondanza di molecole di carbonio che esse contengono. Il carbonio probabilmente rappresenta la "cenere" residuata dal bruciamento dell'elio nel nucleo di una stella già evoluta. Le stelle al carbonio perdono una frazione significativa della loro massa totale sotto forma di vento stellare, il quale va ad arricchire quel gas interstellare che rappresenta, a sua volta, il materiale da cui nasceranno poi le future generazioni di stelle.

 

RY Cyg

a: 20h 10m 23,4s; d: +35° 56’ 49 “; V: 9,25v (media); spettro: C4,8-C6,4 (N); distanza e luminosità: indeterminate; altre denominazione: HD 191783.

Variabile irregolare, ampiezza di variazione tra V 8,5 e 10,3. Si trova 50’ ad est della 27 Cyg (spettro K0; V: 5,3, multipla) e 10’ a nordovest dell’ammasso aperto NGC6883; la 27 Cyg, a sua volta, si trova immediatamente a nord dell’ammasso aperto NGC6781.

 

RS Cyg

a: 20h 13m 23,6s; d: +38° 43’ 44”; p: 0,00181”; V: 7,61v; spettro: C8,2e (N0pe); m: +0,01034”/+0,00153”; VR: -50,0 km/sec.; d: 1.802 (+/-571) a. l.; luminosità: indeterminata; altre denominazione: HIP 99653; HD 192443.

Variabile semiregolare (SRa); ampiezza delle variazioni da V 6,5 a 9,5, periodo 417,39 giorni (epoca: JD 2.438.300,0). Contrasto di colore con una stella azzurra (B0,5) di magnitudine 7 che si trova 2’ a nord. 15’ a sudovest c’è NGC6888 (Crescent Nebula). 2° ad est (e un po’ più a sud) c’è l’ammasso aperto M29.

 

U Cyg

a: 20h 19m 36,6s; d: +47° 53’ 39”; V: 8,25v; spettro: C7,2e-C9,2 (Npe); VR: +10,0 km/sec.; distanza e luminosità: indeterminate; altre denominazione: HIP 100219; HD 193680.

Variabile a lungo periodo tipo Mira; ampiezza delle variazioni: da V 5,9 a 12,1; periodo: 463,24 giorni (epoca: JD 2.444.558). Quando è al massimo, può essere seguita anche con un semplice binocolo. Poco più di 1’ a nordest c’è una stella gialla (V: 7,87) con cui paragonarla (HD 193700).

 

V Cyg

a: 20h 41m 18,3s; d: +48° 08’ 29”; V: 9,11v; spettro: C5,3e-C7,4e (Npe); VR: +3,0 km/sec.; distanza e luminosità: indeterminate; altre denominazione: HIP 102082.

Variabile a lungo periodo tipo Mira; ampiezza delle variazioni: da V 7,7 a 13,9; periodo: 421,27 (epoca: JD 2.444.038). Si trova poco meno di 3° a nord di Deneb.

 

52 Cyg

a: 20h 45m 39,7s; d: +30° 43’ 11”; p: 0,01584”; V: 4,22; spettro: K0III; m: -0,00932”/+0,02404”; VR: -1.3 km/sec.; d: 206 a. l.; luminosità: 65; altre denominazioni: HIP 102453; HD 197912; HR 7942; SAO  70467; ADS 14259; S 2726.

Separazione 6,1” in PA 68° (1964); le magnitudini individuali sono, rispettivamente, 4,20 e 8,70. Lo spettro è G8 o K0. La stella si trova nella porzione occidentale della Veil Nebula (NGC6960), e la compagna viene descritta come blu.

 

V460 Cyg

a: 21h 42m 01,1s; d: +35° 30’ 37”; p: 0,00163”; V: 5,98v; spettro: C6,4 (N1); m: +0,00670”/+0,00194”; VR: +9.8 km/sec.; d: 2.000 a. l.; luminosità: 1.200; altre denominazioni: HIP 107129; HD 206570; HR 8297; SAO  71613.

Variabile semiregolare (SRb); ampiezza di variazione: da V 5,57 a 7,0 in un periodo di approssimativamente 180 giorni.

 

V476 Cyg

(Nova Cygni 1920) a: 19h 58m 24,6s; d: +53° 37’ 07”.

Una nova molto brillante, scoperta il 20 agosto 1920, quando aveva toccato magnitudine 3,5; raggiunse il massimo (V: 1,8) 4 giorni più tardi. In seguito, fu trovata la sua immagine in una lastra ottenuta a Copenhagen il 16 agosto. Nessuna fotografia precedente mostra oggetti più brillanti della magnitudine 15 nel punto in cui si trovava la nova. Il che dimostra un incremento di almeno 13 magnitudini, che corrisponde ad un innalzamento della luminosità di 160.000 volte in pochissimi giorni. Si è calcolata una distanza della stella di circa 4.000 a. l., che dà una magnitudine assoluta al massimo di circa –8,7, cioè 250.000 volte lo splendore del Sole.

Dopo aver raggiunto il massimo di luminosità, la stella iniziò a declinare al ritmo di 0,29 magnitudini al giorno, e scese al di sotto della soglia di visibilità ad occhio nudo a metà settembre. I rilievi spettroscopici misero in evidenza una nube di gas che avvolgeva la stella, espandendosi alla velocità di circa 630 km/sec. La nube fu individuata anche visualmente nel 1944, e si presentava come un disco nebuloso di circa 4,3” di diametro. La stella era allora diventata un oggetto di magnitudine 15,5, con uno spettro di tipo O con righe in emissione. Negli anni seguenti la magnitudine è ancora andata declinando, fino a scendere oltre la 17a magnitudine.


[1] Dato che è troppo lontana per ricavarne la distanza col metodo trigonometrico, dobbiamo accontentarci di desumerne la magnitudine assoluta dalle caratteristiche spettrali.

 

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