Deneb, la stella più luminosa del Cigno

Deneb (Alfa Cygni) è la stella (magnitudine apparente di 1,25) più luminosa della costellazione del Cigno nonché la diciannovesima stella più luminosa del cielo notturno. Trovandosi a declinazioni boreali, la sua osservazione è favorita dall’emisfero boreale. Si tratta di una supergigante bianca di classe spettrale A2I, intrinsecamente molto luminosa. Se appare meno luminosa di stelle come Sirio, Arturo o Vega, ciò è dovuto alla sua grande distanza, che peraltro non è stata ancora determinata con precisione (le stime variano da 1400 a 3200 anni luce). Deneb è in ogni caso fra le stelle di prima magnitudine quella più distante dal Sole. Situata sullo sfondo della Via Lattea, Deneb è facilmente individuabile nel cielo notturno a causa della sua luminosità e a causa dell’appartenenza al più appariscente asterismo del cielo estivo dell’emisfero boreale, il Triangolo estivo, formato, oltre che da Deneb, da Vega della Lira e da Altair dell’Aquila. Deneb quindi forma con Vega la base di un triangolo quasi isoscele, di cui costituisce il vertice più settentrionale. È anche la stella più settentrionale della Croce del Nord, l’asterismo che comprende le stelle più luminose della costellazione del Cigno: assieme ad Albireo (β Cygni), Deneb forma il braccio più lungo di tale Croce. Avendo una declinazione di +45° circa, la sua osservazione è privilegiata dall’emisfero boreale della Terra. Il periodo migliore per la sua osservazione nell’emisfero boreale è nella stagione estiva.Per via della precessione degli equinozi Deneb è passata ad appena 7° dal polo nord celeste circa 18.000 anni fa, e tornerà in quella posizione attorno all’anno 9800.
La luminosità assoluta di Deneb dipende dalla sua luminosità apparente e dalla sua distanza. Essendo la sua distanza incerta, lo è anche la sua luminosità assoluta. Se Deneb si trova alla distanza calcolata dalla seconda riduzione dei dati del satellite Hipparcos, allora la sua  magnitudine assoluta è -6,88. Se invece Deneb si trova alla distanza calcolata nel 2008, allora la sua magnitudine assoluta scenderebbe a -8,38 ± 0,18.  Se valesse questa seconda stima, Deneb sarebbe la stella di prima magnitudine intrinsecamente più brillante e una delle stelle più luminose entro un raggio di qualche migliaio di anni luce dal Sole.
Per quanto riguarda lo stato evolutivo della stella, due scenari sono possibili: si può assumere che Deneb abbia iniziato la sua esistenza come una stella di massa pari a 23 ± 2 M appartenente alle ultime sottoclassi della classe spettrale O e che attualmente stia percorrendo la parte superiore del diagramma H-R in senso orizzontale, da sinistra a destra, portandosi dalla sequenza principale alla zona delle supergiganti rosse; oppure si può ritenere che inizialmente la stella avesse una massa di 20 ± 2 M e che sia in uno stadio più avanzato di evoluzione: dopo essere passata dalla fase di supergigante rossa si starebbe contraendo nuovamente per ritornare ad essere una supergigante blu e quindi starebbe nuovamente percorrendo in modo orizzontale il diagramma H-R, ma questa volta da destra a sinistra.
Tuttavia una massa di 19 M è compatibile solo con il primo scenario. Se infatti si assumesse il secondo, Deneb avrebbe perso molto della sua massa iniziale a causa degli imponenti venti stellari che si dipartono dalle supergiganti e dovrebbe avere ora una massa di circa 11 M. Anche se il rapporto fra l’abbondanza dell’azoto e quella del carbonio farebbe pensare a una stella in uno stato evolutivo più avanzato, il dato può essere riconciliato con il fatto che Deneb non sia ancora diventata una supergigante rossa se si suppone che essa, durante la fase di sequenza principale, sia stata una stella ad alta velocità di rotazione (> 300 km/s), che ha rimescolato già in questa fase i prodotti del ciclo CNO. Se queste ipotesi sono corrette, Deneb non ha ancora iniziato la fusione dell’elio nel suo nucleo, ma sta ancora fondendo l’idrogeno all’interno di un inviluppo che circonda un nucleo di elio ancora inerte. L’accumularsi dell’elio al centro della stella sta spingendo verso l’esterno la shell dell’idrogeno all’interno della quale avvengono le reazioni nucleari. Questa maggiore vicinanza della shell alla superficie comporterà un aumento di dimensioni della stella e una conseguente diminuzione della temperatura superficiale. Una terza stima della massa assume  un raggio di 180 raggi solari, una temperatura superficiale di 8600 K e una luminosità assoluta di 160.000 L.
Usando le tracce evolutive di Heger & Langer (2000) si arriva ad una massa di 20-25 masse solari. In ogni caso Deneb sembra abbastanza massiccia perché possa concludere la sua esistenza in una supernova di tipo II entro qualche milione di anni. Deneb, come tutte le supergiganti, perde massa a ritmi molto elevati a causa del vento stellare emesso. Tuttavia in letteratura si trovano valori molto diversi circa la quantità di massa espulsa dalla stella. Per esempio, Scuderi et al. (1992) stimano una perdita di massa di 3,7 ± 0,8 × 10-6 M all’anno mentre Hensberge et al. (1982) riportano un valore di 1-5 × 10-9 M all’anno.  Fortunatamente i due più recenti ed accurati studi sulle caratteristiche fisiche di Deneb, Aufdenberg et al. (2002) e Schiller & Przybilla (2008), sono in discreto accordo circa le proprietà del vento stellare di Deneb: il primo riporta una perdita di massa nell’ordine di 10-6 – 10-7 M all’anno e una velocità del vento stellare di 225 km/s, il secondo una perdita di 3,1 × 10-7 M all’anno e una velocità di 240 ± 25 km/s. Questo valori sono elevatissimi se paragonati alla perdita di massa del Sole dovuta al vento solare (10 milioni di volte maggiori), ma del tutto normali per una stella supergigante. Nel 2010 è stato analizzato tramite l’interferometro CHARA il vento stellare di Deneb, che è risultato essere asimmetrico e variabile nel tempo. Ciò suggerisce un ambiente circumstellare irregolare e disomogeneo. Tuttavia gli studiosi hanno calcolato che la perdita di massa dovuta al vento stellare non cambia molto nel tempo, il che porta a pensare che le irregolarità siano dovute a perturbazioni nel vento stellare stesso.

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