Le stelle subgiganti (Gamma Cassiopeiae)

Le stelle subgiganti hanno classe spettrale  più brillante di una stella tipo della sequenza principale, ma comunque meno brillante rispetto ad una vera gigante. Si ritiene trattarsi di stelle che abbiano terminato la fusione nucleare dell’idrogeno nel proprio nucleo, e che si stiano avviando a divenire giganti: annullato (o comunque decisamente ridotto) il contenuto di idrogeno nel nucleo di una stella di sequenza principale, l’interruzione delle reazioni termonucleari atte a conservare l’equilibrio termico dell’astro porterebbe ad un collasso delle regioni centrali ricche di elio della stella stessa, con conseguente innalzamento della temperatura e della pressione cui seguirebbe l’innesco della nucleosintesi negli strati di idrogeno più esterni. Le stelle subgiganti, rispetto a stelle di massa simile nella sequenza principale, hanno diametro maggiore e una più bassa temperatura superficiale. Secondo la classificazione spettrale di Yerkes hanno luminosità di classe IV.

La stella γ Cassiopeiae; al di sopra di essa è visibile la nebulosa Sh-2 185

La stella γ Cassiopeiae; al di sopra di essa è visibile la nebulosa Sh-2 185

Gamma Cassiopeiae  è una stella variabile eruttiva, di magnitudine apparente che varia tra +2,15 e +3,40, situata nella costellazione di Cassiopea.  Questo astro è collocato al centro del familiare asterismo a “W” nella costellazione di Cassiopea. Dista dalla Terra circa 550 anni luce.
Gamma Cassiopeiae è una variabile eruttiva, la sua luminosità cambia irregolarmente ed è il prototipo delle stelle variabili Gamma Cassiopeiae. Alla massima luminosità γ Cassiopeiae è la stella più luminosa della costellazione, superando in brillantezza sia α Cassiopeiae (m.+2,25) che β Cassiopeiae (+2,3).
La stella ruota molto velocemente su se stessa, a circa 300 km/s all’equatore e disperde dalla sua superficie grandi quantità di materia che va a formare un disco di materia attorno alla stella.
La stella è di tipo spettrale B0.5IVpe; la “e” indica la presenza nello spettro di linee di emissione, il che permette di catalogare γ Cas tra le stelle Be. La classe di luminosità IV identifica le stelle che stanno finendo, o hanno già esaurito, l’idrogeno nel loro nucleo, e si apprestano a diventare stelle giganti, uscendo definitivamente dalla sequenza principale. Ha una massa 19 volte quella del Sole, e irradia un’energia 55.000 volte superiore a quella del Sole. Con una massa e luminosità tale, la stella ha bruciato in tempi relativamente rapidi il suo combustibile interno, e la sua vita come stella B di sequenza principale è durato appena 8 milioni di anni. La temperatura superficiale attorno ai 30.000 K le conferisce il suo caratteristico colore bianco-azzurro.
Gamma Cassiopeiae è anche il prototipo di un piccolo gruppo di stelle che emettono raggi X in quantità 10 volte superiore alle altre stelle di classe B o stelle Be. L’emissione a raggi X di Gamma Cassiopeaiae pare essere termica, emessa da plasma a temperature superiori ai 10 milioni di kelvin, mostrando cicli a breve e lungo termine. Non ci sono certezze su cosa in effetti causa l’emissione di raggi X; potrebbero essere causati dalla materia proveniente dalla stella, dal vento stellare o da un disco circumstellare. Tuttavia c’è qualche difficoltà a spiegare ognuna di queste ipotesi. Potrebbe essere causato dal disco di accrescimento di una nana bianca, oppure da una stella di neutroni, anche se l’emissione a raggi X causata da una stella degenere di questo tipo non è un’emissione termica, come pare invece essere quella di Gamma Cassiopeiae, mentre non è chiaro come sufficiente materia possa provenire dalla nana bianca considerata la sua distanza (dedotta dal periodo orbitale) per generare una tale emissione di raggi X. Una più recente interpretazione suggerisce che l’emissione possa essere causata da una complessa interazione tra il campo magnetico della stella e il suo disco di gas che la circondaGamma Cassiopeiae è una binaria spettroscopica, con una stella che le ruota attorno in un periodo di 204 giorni, ad una distanza di circa 70 UA. La massa della compagna sembrerebbe paragonabile a quella del Sole, anche se non è ancora stato possibile stabilire se si tratta di una stella di sequenza principale o di una stella degenere. La stella è anche una doppia ottica, con una compagna di magnitudine 11 separata visualmente di 2 secondi d’arco. Un’altra stella variabile appartenente alla classe delle Gamma Cassiopeiae è Zeta Tauri.

Sh2-185 è una nebulosa a emissione e a riflessione, visibile nella costellazione di Cassiopea; consiste in due regioni nebulose distinte dalle caratteristiche differenti fra di loro. La sua posizione si individua con molta facilità grazie al fatto che circonda la brillante stella γ Cassiopeiae, una stella Be ben nota per essere il prototipo delle variabili γ Cassiopeiae, appartenenti a una classe di stelle giovani e molto calde; la parte nebulosa brillante si individua in particolare in direzione nordest rispetto alla stella, dove sono presenti due addensamenti nebulosi noti come IC 59 e IC 63. Nelle fotografie è ben evidente il colore rossastro del gas ionizzato frammisto al bluastro delle polveri che brillano per riflessione della luce azzurra della stella.  Sh-2 185 consiste in un sistema di nubi in parte ben illuminate, situate alla stessa distanza di γ Cassiopeiae; le sezioni più brillanti sono costituite dalle due nebulose catalogate nell’Index Catalogue: IC 63, la più meridionale, mostra un’evidente struttura a filamenti di gas, con delle emissioni ottiche dominate dal colore rosso, mentre IC 59, a nord, appare come una nube dal colore in parte tendente al blu e priva di una struttura organizzata. In particolare, IC 63 consiste in una regione di idrogeno ionizzato e mostra segni evidenti di fotolisi. Tale fenomeno è molto evidente soprattutto in IC 59, mentre in IC 63 la presenza della forteradiazione ultravioletta suggerisce la formazione di una zona di idrogeno neutro attraverso la dissociazione dell’idrogeno molecolare. Uno studio condotto nel 1997 mette in evidenza come probabilmente le due nebulose non si trovino esattamente alla stessa distanza rispetto a γ Cassiopeiae: in particolare, IC 63 appare direttamente connessa alla stella, mentre IC 59 sarebbe leggermente più lontana; ciò spiegherebbe le differenze fra le due nebulose. Inoltre, mentre i fenomeni di fotolisi sembrano essere completamente terminati in IC 59, nella seconda nube sarebbero ancora in atto, sebbene a livelli molto bassi. In direzione della regione nebulosa si osserva anche la sorgente IRAS 00556+6048, la quale però sarebbe posta a una distanza maggiore rispetto alle nebulose; anche questa sorgente mostra segni di presenza di una regione H I e la mancanza di emissioni nel continuum radio farebbe intendere che anche in questa regione vi sono evidenze di fotolisi ad opera della radiazione di una stella.

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