Stelle in Perseo
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Il nome oggi più usato, Mirfak, deriva dall’arabo Marfik al Thurayya, il Gomito dal lato delle Pleiadi (per distinguerlo dall’altro gomito). Più appropriato alla posizione della stella nelle raffigurazioni della costellazione appare l’altro nome, oggi in disuso: Algenib, il Fianco; questo nome oggi viene usato invece per la g Peg.

a Persei è una gigante la cui luminosità equivale a quella di oltre 5.000 soli. Lo spettro di Mirfak viene classificato come F5Ib, che la indica come supergigante di magnitudine assoluta intorno a -4,5, con una temperatura superficiale intorno a 6.300 K. Lo spettro e l’indice di colore (B-V) la qualificano inequivocabilmente come stella gialla, al più giallo-biancastra: è curioso quindi che Allen la definisca brilliant lilac and ashy. Le sue linee spettrali mostrano una lieve variabilità con un ciclo di circa 4 giorni, ma non è ancora chiaro se ciò indichi che la stella è una binaria stretta: dato il breve periodo e le grandi dimensioni, il fatto potrebbe essere legato alle pulsazioni dell’atmosfera di una stella singola.

a Persei è il membro dominante di un bellissimo campo stellare visibile ad occhio nudo e splendido in un binocolo a largo campo: parliamo del grande ammasso aperto Mel 20, o gruppo di a Persei. L’esame del diagramma H-R dell’ammasso, cui Mirfak appartiene (come è dimostrato dall’esame dei moti propri), dice che Mirfak è una stella gigantesca ma molto giovane, che avendo esaurito una certa percentuale di idrogeno nel suo nucleo, ha già cominciato a scostarsi dalla sequenza principale (ciò avviene molto presto per le stelle di grande massa) per percorrere le ultime fasi della sua evoluzione.

In alcune mappe stellari questa stelle viene chiamata Algenib, il che potrebbe ingenerare confusione con a Persei (per cui viene però oggi usato piuttosto il nome Mirfak) e con g Pegasi. E’ possibile che la figura di Perseo sia stata rappresentata in passato in modo abbastanza diverso rispetto a quella che ci è stata tramandata.

Si tratta di una doppia molto stretta e difficile, la cui separazione, oscillando intorno a 0,1”, é fuori della portata degli strumenti amatoriali. Il periodo è di 14,65 anni, e l’asse maggiore dell’orbita è di 0,159”. La primaria è una gigante giallo-arancio con una massa 4,7 volte superiore rispetto a quella del Sole; il diametro supera di 12 volte quello della nostra stella, e la luminosità 100 volte. La compagna è una stella di sequenza principale di tipo spettrale A2 o A3, 25 volte più luminosa del Sole e 2,7 volte più massiccia; il diametro è poco meno che doppio rispetto a quello del Sole. C’è una terza stella, di magnitudine 11, a 57”: non è chiaro se sia fisicamente connessa al sistema.

Circa 4° a nord di questa stella si trova il punto radiante del famoso sciame meteorico delle Perseidi, le cosiddette Lacrime di S. Lorenzo.

Si tratta di una gigante azzurra, che sembra avere lo stesso moto nello spazio del gruppo di a Per, e quindi potrebbe esserne un membro. Potrebbe essere una variabile del tipo a₂ CVn o, secondo alcune fonti, del tipo g Cas. In ogni caso, la variabilità non sembra eccedere le 0,05 magnitudini. Ha una compagna di magnitudine 10,40 separata di oltre 100”.

Per i telescopi amatoriali la e Per é una doppia visuale (prima osservazione fatta da F. G. W. Struve nel 1832) con una compagna (V: 7,50) separata di 8,8” in PA10°. Lo spettro della compagna é di tipo A2V (altre fonti riportano B8). La primaria é a sua volta una binaria spettroscopica di periodo incerto, del tipo b Lyrae. Nel 1912 è stata trovata una terza componente del sistema (V: 13,90; separazione dalla primaria: 78,3” in PA 11°).

3° a sud di questa stella c’è la nebulosa ad emissione NGC1499 (California Nebula).

La stella, che si trova circa 8° a nord delle Pleiadi, é in realtà un sistema multiplo, e anche un piccolo telescopio può mostrare diverse piccole compagne. Il tipo spettrale dovrebbe presupporre un indice di colore B-V decisamente negativo; invece, sebbene le valutazioni delle diverse fonti risultino abbastanza difformi (dallo 0,08 di Tycho allo 0,27 di Hipparcos, passando per lo 0,12 dello Yale Bright Star Catalog), le valutazioni sono in ogni caso sempre di un indice B-V positivo: segno di un intenso arrossamento della stella a causa dell’assorbimento interstellare.

La coppia principale (A-B) fu scoperta nel 1830 da F. G. W. Struve: é formata ovviamente dalla primaria (che tra l’altro é anche una binaria spettroscopica) e da una compagna di magnitudine 9,16 separata di 12,9” in PA 208°. La separazione del terzo membro (V: 11,24) dalla primaria é di 32,8” in PA 286°. Un quarto membro (V: 9,90) si trova a 94,2” in PA 195°. E a 120,3”, in PA 185° ce n’é un quinto (V: 9,90).

Si tratta di un sistema triplo (ma in realtà é almeno quadruplo, dato che la primaria é a sua volta una binaria spettroscopica); la coppia principale é stata scoperta da F. G. W. Struve nel 1836, ed è formata da una primaria giallo-arancio (ma il WDS dà come tipo spettrale M3Ib-Ia) e da una compagna blu di magnitudine 8,5; le due stelle sono separate di 28,3”, e la compagna si trova in PA 301°. La terza stella (scoperta nel 1878) é di magnitudine 9,8 ed é separata dalla primaria di 66,6” in PA 268°.

Si trova circa 2,2° a sud di Algol, e appena un po’ più ad ovest. E’ una variabile semiregolare di tipo SRb, con variazioni di luminosità nel visibile da 3,30 a 4,0 in un periodo di circa 50 giorni (abbastanza incerto, le valutazioni oscillano tra i 33 e, appunto, i 50). Pare che questo ciclo sia, a sua volta, inserito in un superperiodo di circa 1.100 giorni.

Bella binaria (scoperta da F. G. W. Struve nel 1820), formata da due stelle di tipo B (B7V e B9V) di magnitudine rispettivamente 5,28 e 6,74 separate di 12,3” in PA 85°.

Entrambe le componenti sono binarie spettroscopiche. Si trova circa 1° 15’ a sud-sudovest della g  Per e appena un po’ più di 1° ad est-sudest della t Per.

A circa a 4,5° nordest di Algol, é stata la prima nova spettacolare del XX secolo. Alla scoperta, il 21 febbraio 1901, era di magnitudine 2, ma dopo 2 giorni aveva toccato magnitudine 0,2. Quindi cominciò a diminuire di luminosità, secondo la curva di luce che mostriamo. Precedenti foto della regione dimostrarono che la stella era un oggetto di magnitudine 13 fino ad appena 3 giorni prima dell’esplosione. Anni dopo si poté osservare un guscio nebuloso formato, evidentemente, da materiali espulsi durante l’esplosione.

E’ interessante il fatto che GK Per continui a mostrare notevoli variazioni di luce, anche se non paragonabili all’esplosione del 1901: normalmente é di magnitudine 13, ma a volte aumenta lo splendore fino a magnitudine 11 o scema fino a 14, e senza alcuna regolarità. 

La X Per è un sistema estremamente interessante, anche se le sue peculiarità più intriganti sono al di fuori delle possibilità di indagine di un astrofilo. Si tratta infatti di un sistema multiplo. La coppia visibile è formata da una supergigante azzurra di tipo O (estremamente arrossata a causa dell’assorbimento interstellare, come si può vedere dall’indice di colore B-V) e da una gigante di tipo M1III (V: 12,0; in precedenza si pensava fosse una protostella del tipo T Tauri). La primaria è una variabile del tipo g Cas, con un’ampiezza delle variazioni di poco meno di 1 magnitudine, tra 6,03 e 7,0, ed è anche una binaria spettroscopica con un periodo di 580,7 giorni.

Il 21 gennaio 1975 fu rilevata una sorgente X (4U0352+30) non corrispondente alla controparte ottica, e orbitante intorno a questa con un periodo di 22.4 ore: ciò fece pensare alla presenza di una stella di neutroni. Le pulsazioni di questa  pulsar mostrano un periodo di 13,924 minuti.

Si trova a circa 1° ad est-nordest della 40 Per. Questo enigmatico oggetto appare per la prima volta nel 1862 nelle carte del  BD con la sigla BD +33 715, come oggetto di magnitudine 9,5. Successivamente, in una fotografia del 1891 non si potè rintracciare, mentre fu nuovamente osservata nel 1894, e fu giudicata di magnitudine 10 circa. Nel 1908 parve sparire nuovamente. Con l’eccezione di quei pochissimi episodi, non si sa altro su questa stella, che potrebbe essere una nova ricorrente o una variabile irregolare di tipo non classificato. L’oggetto che sembra corrispondere a quelle piuttosto remote osservazioni oggi è un oggetto più debole di magnitudine 16, quindi fuiori dalla portata dei normali telescopi amatoriali.