Un giretto (senza pretese) fra le costellazioni circumpolari

Oggi mi sono divertita a giocare con il libro di Piero Bianucci “Stella per stella”, un viaggio nelle costellazioni, una vera e propria guida turistica per chi è interessato a scoprire i segreti dell’universo.
Cominciando dalle costellazioni circumpolari (che non tramontano mai) alla latitudine dell’Italia ho individuato per ognuna un oggetto (non sempre famoso) ma che in qualche modo ha attirato la mia curiosità. Ricordo che alla nostra latitudine le costellazioni circumpolari sono sei: Orsa Maggiore, Orsa Minore, Cassiopea, Cefeo, Drago e Giraffa.
Per quanto riguarda l’Orsa Minore parlerò di Kochab, ovvero beta UMi che tremila anni fa era la stella brillante più vicina al polo. Di seconda magnitudine ma un po’ meno luminosa della Polare, Kochab si trova a circa un centinaio di anni luce e si allontana da noi alla velocità di 18 Km/s. Brilla come 130 Soli ed è di classe K, quindi ha un colore giallo – arancione.
Kochab è dunque una gigante arancione e si trova a 16 gradi dalla stella Polare. La temperatura superficiale è di 4190 K.
Passando all’Orsa Maggiore, due gradi e mezzo a sud est da Beta Ursae Majoris ecco M 97 detta “nebulosa del gufo” perché in effetti ricorda la testa di questo uccello: è un dischetto chiaro molto evanescente del diametro di 3’20” nel quale si distinguono due piccole cavità scure che possono assomigliare agli occhi di un gufo e un addensamento centrale al posto del becco. M 97 è una delle più estese e vicine nebulose planetarie. La scoperta risale a Méchain che nel 1781 la descrisse come “un oggetto difficile a vedersi, dalla luce fioca, senza stelle”. Fu Lord Rosse nel 1848 a distinguere le due cavità oscure  e a parlare della somiglianza con la testa di un Gufo. Come tutte le nebulose planetarie anche M 97 testimonia il dramma di una stella giunta all’esaurimento delle sue scorte di energia e quindi collassata in una minuscola nana bianca. Nel collasso gli strati superficiali della stella vengono espulsi e vanno a formare la nebulosa. In questo caso la stella collassata è di magnitudine 14 e può essere scorta al centro del dischetto chiaro con un telescopio di almeno 30 centimetri. Il suo diametro dovrebbe essere almeno il 4 per cento di quello del Sole, la massa il 15 per cento. La sua superficie è molto calda: 85000° centigradi tanto che la magnitudine assoluta risulta superiore di mezza magnitudine a quella del Sole nonostante le dimensioni siano tanto inferiori.
Nel novembre del  1572 una stella nuova apparve nella costellazione di Cassiopea, rimanendo per alcuni mesi più brillante di Venere. Deve il suo nome al grande astronomo danese Tycho Brahe, che la studiò a fondo arrivando alla conclusione sconvolgente per l’epoca che la stella nuova doveva appartenere al cielo più lontano, quello delle stelle fisse, fino ad allora ritenuto immutabile. Oggi la supernova di Tycho, residuo della stella esplosa nel 1572, è una bolla di gas alla temperatura di alcuni milioni di gradi che si espande nello spazio alla velocità  di milioni di chilometri all’ora.
Studi più recenti fatti con i radiotelescopi indicano che la supernova di Tycho (localizzata 1° 30’ da Kappa Cassiopeiae) si trova ad una distanza di oltre 10 mila anni luce: ciò significa che nel parossismo esplosivo raggiunse una luminosità pari a 300 milioni di stelle come il Sole. Si tratta in assoluto dell’oggetto più brillante di cui si abbia notizia nella nostra Galassia. La magnitudine assoluta raggiunta dalla supernova di Tycho fu -16,5; collocata ad una distanza di 32 anni luce sarebbe apparsa 40 volte più  luminosa della Luna piena. Nel 1937 appare una supernova nella galassia IC 4182 che toccò la magnitudine -18,2, qualcosa come un miliardo e seicento milioni di Soli.
AG Draconis è una stellina apparentemente trascurabile tra la nona e la decima magnitudine a circa 7° lungo l’allineamento di beta e gamma dell’Orsa Maggiore; merita però attenzione perché appartiene alla curiosa classe delle “stelle simbiotiche”. Si tratta di una convivenza fra due stelle e una nebulosa che deriva da materia dispersa nello spazio dagli astri stessi. Lo spettro è quello di una stella rossa molto fredda con le tipiche righe di assorbimento dell’ossido di titanio, alle quali si sovrappongono righe di emissione dell’idrogeno, dell’elio, dell’ossigeno, caratteristica tipica di molte nebulose. Poiché la stella rossa non è in grado di scaldare la nebulosa fino a farle emettere queste righe spettrali bisogna supporre l’esistenza di una stella nana blu troppo debole per essere visibile nell’ottico. Inoltre AG Draconis è lievemente variabile con un periodo di 554 giorni e va soggetta a ricorrenti esplosioni che ne fanno aumentare la luminosità anche di quattro volte.
Pare che il modello possa essere questo: la stella principale è una gigante rossa che perde grandi quantità di materia sotto forma di vento stellare o per un risucchio gravitazionale prodotto dalla stella blu, molto vicina. Una parte di materia si distribuisce su un doppio disco a forma di ottovolante  molto esteso e spiraleggiando si riscalda a più di 100 mila gradi. I venti stellari delle due componenti si scontrano in una regione intermedia e qui vengono emessi raggi X. Tra le stelle simbiotiche infatti AG Draconis è la più intensa sorgente X conosciuta.
Arrivati al Cefeo non possiamo non accennare alla famosa Delta Cephei che da il nome alla categoria delle Cefeidi ed è una delle stelle variabili più famose e più importanti della storia dell’astronomia in quanto ha permesso di valutare le distanze di oggetti molto remoti dove il metodo trigonometrico della parallasse non può assolutamente arrivare.
Detto questo puntiamo lo sguardo su Mu Chephei, chiamata da Herschel la “stella granata”. Varia tra le magnitudini 3,7 e 5 con un periodo piuttosto irregolare intorno ai 755 giorni. Fisicamente è una stella assimilabile alla gigante rossa Betelgeuse. Nel suo spettro sono insolitamente forti le righe di assorbimento del vapore acqueo.
Mu Cephei è una supergigante rossa di tipo spettrale M2 Ia, le cui dimensioni sono colossali: possiede infatti un raggio 1420 volte quello del Sole, e se si trovasse al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino alle orbite di Giove e Saturno. Si conoscono solo sette stelle più grandi, tra quelle di cui è stato possibile stimare il raggio e comunque è l’astro più grande che sia possibile vedere ad occhio nudo sia pur non facilmente.
La stella si trova nelle ultime fasi della sua evoluzione: ha iniziato a fondere l’elio in carbonio, dopo aver cessato la normale fusione di idrogeno in elio. È prevedibile che la sua vita durerà ancora alcuni milioni di anni, al termine dei quali probabilmente esploderà, a causa della sua massa pari a 25 volte quella del Sole, in supernova, che illuminerà brevemente i cieli della Terra con un’intensità pari quasi a quella della luna piena.
E per concludere questa nostra scorribanda fra gli oggetti delle costellazioni circumpolari ecco a voi S e Z Camelopardalis.
S Cam è una stella pulsante a lungo periodo scoperta da Epsin nel 1891. In 326 giorni oscilla tra la magnitudine 8 e la 10,3. Il suo spettro presenta forti righe del carbonio. La curva di luce è abbastanza particolare perché l’ascesa al massimo richiede un centinaio di giorni segue un massimo prolungato (quasi altrettanto) e si ha poi un graduale ritorno al minimo. In genere invece si ha una rapida ascesa al massimo e poi un lento declino. Se la distanza stimata in circa 2800 anni luce è esatta quando è al culmine della sua luminosità S Camelopardalis brilla 400 volte più del Sole. Il suo diametro dovrebbe aggirarsi sui 300 milioni di chilometri: collocata al centro del Sistema Solare arriverebbe a metà strada fra l’orbita di Marte e quella di Giove.
Z Cam è un’altra stella atipica scoperta nel 1904. E può essere considerata una nova nana o una variabile eruttiva in quanto presenta irregolari fasi esplosive che la fanno salire dalla magnitudine 13 alla 10. Le stelle Z Cam sono una sottoclasse delle stelle U Gem. La loro particolarità consiste nel fatto che, dopo un’esplosione, non ritornano alla normalità, ma restano su valori intermedi tra massimo e minimo per alcuni cicli. Questi cicli durano da 10 a 40 giorni.

About these ads

Rispondi

Inserisci i tuoi dati qui sotto o clicca su un'icona per effettuare l'accesso:

Logo WordPress.com

Stai commentando usando il tuo account WordPress.com. Chiudi sessione / Modifica )

Foto Twitter

Stai commentando usando il tuo account Twitter. Chiudi sessione / Modifica )

Foto di Facebook

Stai commentando usando il tuo account Facebook. Chiudi sessione / Modifica )

Google+ photo

Stai commentando usando il tuo account Google+. Chiudi sessione / Modifica )

Connessione a %s...

Iscriviti

Ricevi al tuo indirizzo email tutti i nuovi post del sito.

Unisciti agli altri 150 follower

%d blogger cliccano Mi Piace per questo: