Un variopinto addio col botto

Il Telescopio Spaziale Hubble ci regala un’altra spettacolare immagine dallo spazio: il coloratissimo gran finale di una stella simile al nostro Sole. La stella in questione è al termine della propria vita e sta espellendo gli stati di gas più esterni, disposti come un bozzolo attorno a ciò che resta del suo nucleo. Il materiale è luminescente in ragione della luce ultravioletta irraggiata dalla da ciò che rimane dell’astro, una nana bianca, ovvero il puntino bianco che si può individuare al centro dell’immagine. Anche la nostra stella un giorno giungerà alla fine del proprio ciclo vitale, e sarà avvolta da una nube di detriti stellari, ma ciò non succederà per almeno altri 5 miliardi di anni.La nostra Via Lattea è piena di questi resti stellari, le nebulose planetarie. Questi oggetti non hanno nulla a che vedere con i pianeti, anche se gli astronomi dei secoli XVIII e XIX hanno dato loro dei nomi perché attraverso i loro piccoli telescopi essi assomigliavano ai dischi dei pianeti più distanti del Sistema solare. La nebulosa protagonista di questa immagine si chiama NGC 2440. La nana bianca al centro di NGC 2440, HD62166, è una delle più calde ad oggi note, la sua temperatura di superficie supera i 200 mila gradi Celsius. La struttura caotica della nebulosa sembra suggerire che la stella abbia perso la sua massa attraverso vari episodi esplosivi. Durante le varie esplosioni la stella ha espulso materiale in una direzione diversa, come si evince dalla forma a farfalla assunta dalla nebulosa. La nebulosa è anche ricca di ammassi di polveri, alcuni dei quali formano lunghe striature scure che puntano lontano dalla stella. NGC 2440 si trova a circa 4.000 anni luce di distanza dalla Terra, in direzione della costellazione della Poppa. Il materiale espulso dalla stella mostra colori differenti a seconda della sua composizione, della densità e della distanza dalla stella calda centrale. Il blu evidenzia la presenza di elio, il blu-verde l’ossigeno e il rosso azoto e idrogeno.
di Francesca Aloisio (INAF)

Nuovo modello per stelle simili al Sole

Due ricercatori hanno sviluppato un nuovo modello teorico per comprendere come evolvano le stelle simili al nostro Sole: un quadro concettuale che contribuisce a spiegare le variazioni nel tempo di parametri quali velocità di rotazione, emissione di raggi X e intensità del vento stellare. Secondo il primo dei due autori, Eric Blackman, professore di fisica e astronomia presso l’Università di Rochester, il nuovo studio potrebbe «contribuire a determinare l’età delle stelle in maniera più accurata di quanto sia attualmente possibile».
In un articolo appena pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, i ricercatori descrivono come siano arrivati a confermare i dati osservativi noti sull’attività di stelle simili al Sole attraverso concetti di astrofisica di base. Prendendo in considerazione la fisica retrostante all’accelerazione o al rallentamento della rotazione di una stella, dell’attività in raggi X e della generazione del campo magnetico, Blackman ritiene che questa ricerca sia «un primo tentativo di costruire un modello globale per descrivere l’evoluzione dell’attività di queste stelle».

The_life_of_Sun-like_stars

Utilizzando il nostro Sole come punto di calibrazione, il nuovo modello teorico era originariamente nato per descrivere più accuratamente quello che è stato il probabile comportamento del Sole in passato e prevedere puntigliosamente anche cosa aspettarsi per il suo futuro. Ma, siccome in giro per la galassia ci sono un sacco di stelle con massa e raggio simile al Sole, Blackman e colleghi hanno ben pensato che il loro modello potesse essere un buon punto di partenza per fare previsioni accurate anche per questa schiera celeste.
«Il nostro modello mostra che stelle più giovani del nostro Sole possono variare in modo significativo nell’intensità della loro emissione di raggi X e nella perdita di massa» spiega Blackman. «Ma, dopo una certa età, esiste una convergenza nell’attività delle stelle, come se divenissero più prevedibili mano a mano che invecchiano. Quindi si può affermare che il nostro Sole è molto tipico nei confronti di stelle della sua massa, raggio ed età».
«Non siamo ancora al punto in cui possiamo stabilire con precisione l’età di una stella, perché il modello si basa su alcune ipotesi semplificatrici», prosegue Blackman. «Ma, in linea di principio, lavorandoci un po’ su potremmo arrivare a stabilire l’età di una vasta gamma di stelle basandosi sulla loro luminosità in raggi X».
Al momento, la determinazione empirica dell’età avviene più facilmente se una stella appartiene a un ammasso stellare, dalle cui proprietà “di gruppo” gli astronomi possono stimare l’età. In questo modo, l’età di una stella può quindi essere determinata, secondo Blackman, «con una precisione non superiore al 25 percento della sua età effettiva, la quale è, in genere, di miliardi di anni».
Il problema si presenta più complesso per le cosiddette “stelle di campo”, che brillano solitarie nello spazio. In questo caso, gli astronomi utilizzano la girocronologia (vedi qui e qui su Media INAF), basata sulla considerazione empirica che le stelle più vecchie di età nota ruotano più lentamente e hanno minore luminosità in raggi X rispetto a stelle più giovani.
Questo è proprio l’aspetto in cui il nuovo modello risulta incisivo. «Solo affrontando complessivamente il problema di come la rotazione stellare, l’emissione in raggi X, il campo magnetico e la perdita di massa si influenzino reciprocamente abbiamo potuto costruire un quadro completo, fornendone una spiegazione fisica», dice in conclusione James E. Owen, ricercatore presso l’Institute for Advanced Study di Princeton e secondo autore dello studio. «Abbiamo trovato questi processi fortemente interconnessi fra loro, mentre la maggior parte degli approcci precedenti aveva considerato solo l’evoluzione di uno o due processi insieme, non il problema nel suo complesso». Nella foto: raffigurazione del ciclo di vita di una stella simile al Sole, a partire da una stella di sequenza principale, in basso a sx, quindi espandendosi attraverso le fasi di subgigante e gigante, fino a quando il suo involucro esterno viene espulso per formare una nebulosa planetaria, in alto a dx. Crediti: ESO/S. Steinhöfel
di Stefano Parisini (INAF)

Collisioni fra asteroidi e stelle di neutroni

I Fast Radio Burst (FRB) sono brevi lampi di onde radio provenienti dal cielo della durata di poche frazioni di secondo. Tuttavia, la loro origine è ancora sconosciuta, ed è fonte di domande e perplessità per gli astronomi, a partire dalla scoperta del primo FRB avvenuta nel 2007. Stando a numerosi studi sull’argomento, queste peculiari emissioni radio potrebbero essere causate dallo scoppio di una supernova, dalla collisione di due buchi neri, da una stella di neutroni in rotazione su se stessa, oppure potrebbero essere collegati alle esplosioni estreme delle magnetar, i cosiddetti hyperflare. In un lavoro recente, due astronomi cinesi della Nanjing University hanno offerto una nuova spiegazione per il tipo di evento che può produrre un FRB, proponendo che si tratti di collisioni di asteroidi con stelle di neutroni. Nell’articolo, i co-autori Yong Feng Huang e Jin-Jun Geng affermano di aver utilizzato i dati provenienti dai FRB noti, circa una decina, ricavandone le stime di una serie di parametri fondamentali, tra cui la distanza e l’energia emessa dalla sorgente. I FRB sono stati generalmente scoperti attraverso la ricerca di singoli impulsi radio in set di dati d’archivio del telescopio da 64 metri di Parkes in Australia e di quello da 305 metri di Arecibo, situato a Puerto Rico. Di solito i FRB vengono rilevati da grandi radiotelescopi alla frequenza di 1.4 GHz. Questi eventi sono di durata estremamente breve, in genere qualche millisecondo, ma mostrano elevate intensità. I ricercatori hanno notato che le rilevazioni di lampi radio brevi hanno quattro caratteristiche in comune. «Innanzitutto, al momento della rilevazione del segnale i radiotelescopi sono rivolti in direzioni random nel cielo. In secondo luogo, utilizzando sistemi di ricezione multi-beam, di solito il segnale viene registrato solo in pochissimi beam, tipicamente meno di quattro, e in genere si tratta di beam adiacenti. In terzo luogo, i FRB sono caratterizzati da valori molto grandi della misura la dispersione (una stima della quantità di materia presente tra l’osservatore e la sorgente, e quindi della distanza della sorgente, NdR). Infine, i ritardi nei tempi d’arrivo e l’evoluzione della frequenza del segnale indicano chiaramente la presenza di plasma freddo», affermano gli scienziati. Gli astronomi hanno inoltre sottolineato che i FRB, a differenza degli analoghi lampi gamma (Gamma Ray Burst, GRB), non possono puntati rapidamente dopo la scoperta per osservarne le controparti in altre lunghezze d’onda, poiché vengono generalmente estratti dai dati di archivio. L’assenza di controparti, e l’impossibilità di osservarle, crea grandi difficoltà nel comprendere la vera natura di queste strane sorgenti. Gli autori dell’articolo ritengono che le spiegazioni offerte dagli studi precedenti per quanto riguarda i progenitori dei FRB non siano soddisfacenti. Huang e Geng affermano che una forte esplosione elettromagnetica come quella di un FRB, con conseguente emissione multi-banda di un afterglow, dovrebbe essere rilevata da altri strumenti, mentre questo non è mai successo. L’ipotesi presentata nello studio è in grado di spiegare molte delle caratteristiche osservate nei FRB, come la durata, l’energia emessa e il tasso di occorrenza dell’evento. Huang e Geng suggeriscono che una collisione tra asteroidi e stelle di neutroni potrebbe spiegare molte delle caratteristiche osservate. «Il nostro modello può spiegare in modo molto semplice i FRB, e può anche tener conto di varie altre caratteristiche che li contraddistinguono», hanno scritto gli scienziati. Huang e Geng sperano che il prossimo radiotelescopio cinese da 500 metri, l’Aperture Spherical Radio Telescope (FAST), che dovrebbe essere operativo per la fine del 2016, possa contribuire in modo significativo allo studio di queste collisioni fornendoci nuove informazioni sulla natura dei FRB.
di Elisa Nichelli (INAF)

Il risveglio della forza stellare

In perfetta sincronia con l’uscita del settimo episodio di “Guerre Stellari, Il risveglio della Forza”, non ci poteva mancare la nostra “spada laser” cosmica a doppia lama. Al centro dell’immagine, ottenuta dal telescopio spaziale Hubble, e parzialmente oscurata da una sorta di mantello di polvere tipo Jedi, una giovane stella sta sparando nello spazio due getti gemelli di materia diametralmente opposti, un atto che dimostra le spaventose “forze” presenti nel nostro Universo. Questo oggetto non si trova in una galassia lontana lontana, bensì nella Via Lattea e più precisamente all’interno di una turbolenta regione dello spazio nota come la “complessa nube molecolare Orion B”, situata ad appena 1350 anni luce nella costellazione di Orione. Ricordando un po’ la spada laser di Darth Maul nel primo episodio di Guerre Stellari – La minaccia fantasma, questi spettacolari getti di materia che attraversano tutta l’immagine hanno origine da una stella che si sta attualmente formando e che è oscurata alla vista dal gas e dalle polveri che la circondano. Quando le stelle si formano all’interno di gigantesche nubi di gas, parte della materia circostante collassa formando un disco ruotante che circonda la protostella. Il disco rappresenta quella regione dello spazio dove si potrà successivamente formare un nuovo sistema planetario. Ad ogni modo, in questa fase iniziale, la stella un po’ come Jabba, il grosso extraterrestre simile a una lumaca, è interamente concentrata a saziare il suo appetito. Il gas presente nel disco si riversa sulla protostella e, una volta nutrita, essa si “risveglia” emettendo due getti di gas ad alta energia che si dipartono dai poli in direzioni opposte. La “Forza” che accompagna questi due getti è molto potente: infatti, il loro effetto nell’ambiente circorstante dimostra la vera potenza del “Lato Oscuro” dato che l’esplosività che li caratterizza risulta molto più efficiente di quella che potrebbe emergere dalla “Morte Nera”, l‘arma di distruzione di massa della saga. Man mano che i getti si propagano nello spazio ad alta velocità, al loro interno si formano una serie di onde d’urto supersoniche che riscaldano il gas circostante fino a migliaia di gradi. Inoltre, durante l’interazione tra i getti e il gas e la polvere che libera vaste regioni dello spazio, si creano onde d’urto curve. Queste rappresentano l’anticamera dei cosiddetti oggetti di Herbig-Haro (HH), una sorta di addensamenti “aggrovigliati” di nebulosità. L’oggetto protagonista di questo studio è noto con la sigla HH 24.Appena a destra della stella avvolta dal “mantello di polvere”, si nota una coppia di punti alquanto luminosi. Si tratta di stelle giovani che analogamente mostrano le loro deboli “spade laser”. Uno dei due oggetti, parzialmente nascosto e visibile solamente in banda radio, ha scavato una specie di tunnel attraverso la nube di polvere, che si nota nella parte in alto a sinistra dell’immagine, esibendo un getto più largo che ricorda la “forza di un lampo”. HH 24 rappresenta la regione in cui si trova la densità più elevata di getti di tipo Herbig-Haro noti. Metà di essi sono stati rivelati nello spettro del visibile e circa lo stesso numero nell’infrarosso. Le osservazioni di Hubble di questa regione dello spazio sono state realizzate nell’infrarosso e hanno permesso al telescopio spaziale di “forare”, per così dire, il gas e la polvere che avvolgono le stelle nascenti e di ottenere immagini più chiare degli oggetti HH a cui gli astronomi danno la caccia.
di Corrado Ruscica (INAF)

L’origine degli elementi pesanti

La maggior parte del plutonio presente sulla Terra viene sintetizzato artificialmente nei reattori nucleari. A lungo si è pensato che non fosse prodotto anche in natura, ma poi ne sono state osservate tracce, sia sulla Terra che nella nostra Galassia, in quantità che non è possibile spiegare, considerata la rarità degli eventi cosmici che sono in grado di produrlo.
In una lettera pubblicata sulla prestigiosa rivista Nature Physics, un team di scienziati dell’Università Ebraica di Gerusalemme suggerisce una soluzione al mistero dell’eccesso di plutonio galattico.
«L’origine degli elementi pesanti prodotti in natura attraverso la cattura rapida di neutroni (chiamatoprocesso r) da parte dei nuclei pesanti è uno dei misteri attuali della nucleosintesi», ha dichiarato il Dr.Kenta Hotokezaka, che insieme al Prof. Zvi Piran e il Prof. Michael Paul dell’Istituto di Fisica Racahdell’Università Ebraica ha condotto lo studio.
Il plutonio è un elemento radioattivo, il suo isotopo più longevo è il plutonio-244 con una vita media di 120 milioni di anni. Il fatto che sia possibile rilevare il plutonio-244 in natura implica che l’elemento viene sintetizzato in fenomeni astrofisici recenti, in termini di scale temporali galattiche, e quindi la fonte che l’ha prodotto non deve trovarsi troppo lontana da noi.
Molti anni fa si è scoperto che il sistema solare conteneva una notevole quantità di plutonio-244. Considerando la breve durata del suo ciclo di vita, il plutonio-244 che esisteva quando la Terra si è formata, più di 4 miliardi di anni fa, è decaduto da tempo, ma sono stati osservati gli elementi prodotti dal suo decadimento.
Misure recenti del deposito di plutonio-244, inclusa l’analisi dei detriti galattici presenti nei fondali marini, suggeriscono che la quantità di plutonio che ha raggiunto la terra dallo spazio nel corso degli ultimi 100 milioni di anni sia molto piccola. Questo risultato è in forte contraddizione con le quantità di plutonio presenti durante la formazione del sistema solare.
Il team di scienziati dell’Università Ebraica ha dimostrato che questo enigma si può spiegare se la fonte di plutonio radioattivo (così come altri elementi rari, come oro e uranio) è rappresentata dalla fusione di stelle di neutroni in sistemi binari. Queste fusioni sono estremamente rare, ma le stime indicano che sono in grado di produrre grandi quantità di elementi pesanti.
Nello studio si propone che una di queste fusioni sia avvenuta accidentalmente nelle vicinanze del sistema solare, meno di cento milioni di anni prima che questo si formasse. In questo modo è possibile riprodurre le quantità di plutonio-244 osservate. D’altra parte, la quantità ridotta di plutonio-244 che oggi raggiunge Terra dallo spazio si può semplicemente spiegare con la rarità di questi eventi.
di Elisa Nichelli (INAF)

Il segreto delle blu-straggler

Un team di astronomi dell’Università del Texas, guidati da Natalie Gosnell, ha utilizzato il telescopio spaziale Hubble per comprendere più a fondo il perchè alcune stelle non stiano seguendo la propria evoluzione come predetto dai modelli. Questi oggetti, denominati “blu straggler”, appaiono più caldi e più blu rispetto a quanto dovrebbero essere a causa della loro età avanzata. È un po’ come se fossero state rinvigorite per apparire molto giovani, più di quanto non lo siano in realtà. La scoperta di Gosnell e colleghi fa luce sui processi fisici responsabili del cambiamento pari al 25 percento di stelle evolute e riempe alcune lacune nell’ambito degli studi sull’evoluzione stellare. I risultati sono riportati su Astrophysical Journal. Sebbene le blu-straggler siano state identificate 62 anni fa, gli astronomi devono ancora chiarire la loro apparenza peculiare. Oggi, la spiegazione più popolare, tra le varie teorie concorrenti, è che una stella in fase avanzata della sua evoluzione “rovescia”, per così dire, della materia su una compagna più piccola. Quest’ultima inizia ad incrementare la sua massa fino a diventare più calda e più blu mentre la stella primaria evolve così rapidamente che collassa sotto l’effetto della propria gravità lasciando come residuo finale una nana bianca. Per verificare questa teoria, il gruppo di Gosnell ha realizzato una serie di osservazioni dell’ammasso stellare aperto NGC 188, dove sono presenti 21 oggetti di tipo blu-straggler. Di questi, Gosnell ha analizzato laradiazione ultravioletta, misurabile con il telescopio spaziale Hubble, trovando che in ben 7 casi le compagne sono nane bianche. Delle rimanenti 14 blu-straggler, altre 7 mostrano evidenze che il cosiddetto “trasferimento di massa” tra le stelle avviene con altre modalità. «Riteniamo che questi oggetti siano sistemi binari blu-straggler/nane bianche più vecchi, il che ci fa pensare che almeno due-terzi delle blu-straggler si formino mediante il meccanismo del trasferimento di massa», spiega Gosnell. «E’ un risultato davvero entusiasmante. Finora non avevamo a disposizione una prova osservativa concreta, ma solo risultati suggestivi. È la prima volta che possiamo porre dei limiti alla percentuale di blu-straggler che si sono formate attraverso il meccanismo del trasferimento di massa». I risultati ottenuti da Gosnell e colleghi forniscono nuovi indizi sui processi fisici responsabili del cambiamento pari al 25 percento di stelle che si trovano in fase avanzata della propria evoluzione. «Il problema delle ‘stelle rinate’ è venuto alla luce di recente perché negli ultimi anni gli astronomi sono stati in grado di produrre un censimento completo e accurato di stelle presenti in un certo numero di ammassi stellari aperti», fa notare Gosnell.  «Gli ammassi aperti rappresentano il miglior banco di prova per studiare l’evoluzione stellare, perché possiedono una popolazione stellare molto semplice. In altre parole, tutte le stelle presenti nell’ammasso si formano nello stesso tempo e dallo stesso materiale». Gli studi sulle popolazioni stellari degli ammassi hanno permesso di concludere che fino a un quarto delle stelle più vecchie non stanno seguendo l’evoluzione stellare come ci si aspetta dai modelli. Le stelle che dovrebbero diventare giganti rosse, come Aldebaran, si trasformano invece in blu-straggler, oggetti alquanto brillanti, di color blu caratterizzati da strane proprietà. Uno degli obiettivi degli autori è quello di capire che cosa sia accaduto a questi oggetti. A tal fine, grazie anche alla preziosa collaborazione di Bob Mathieu dell’University of Wisconsin-Madison, il gruppo di Gosnell ha proposto uno studio per realizzare una serie di osservazioni con l’Advanced Camera for Surveys, situata a bordo del telescopio spaziale Hubble, allo scopo di discriminare tra le diverse teorie che tentano di spiegare come queste stelle siano diventate blu-straggler. In particolare, gli autori hanno messo a confronto tre teorie che riguardano: 1) le collisioni stellari nell’ammasso, i cui resti si aggregano nel corso del tempo per formare una blu-straggler; 2) la fusione (merger) di due stellein un sistema stellare triplo e 3) il trasferimento di massa tra due stelle in un sistema binario. «In un sistema binario, la stella più grande evolverà più rapidamente», dice Gosnell. Quella stella diventerà poi una gigante rossa, i cui strati di gas più esterni sono trattenuti a malapena dalla gravità stellare. Questi strati, però, possono essere attratti dalla gravità dovuta alla stella compagna: ecco spiegato il trasferimento di massa. Man mano che il gas viene convogliato sulla compagna, la gigante rossa viene “denudata” e rimane solo il suo nucleo, un processo che la rende alla fine una nana bianca. La compagna, che inizialmente era la meno massiva della coppia, diventa ora quella più massiccia e perciò una blu-straggler. Tuttavia, il metodo di Gosnell è limitato dal fatto che non sarà possibile rivelare quelle nane bianche che sono diventate talmente deboli al punto da non essere più osservabili in banda ultravioletta dal telescopio spaziale Hubble. Ciò vuol dire che potranno essere rivelate solo le nane bianche che si sono formate negli ultimi 250 milioni di anni, ossia quelle stelle più giovani parlando in termini di scale temporali astronomiche. Conoscere sempre meglio come si sono formate queste stelle diventa di fondamentale importanza poichè gli astronomi utilizzano le loro ipotesi per costruire modelli di popolazioni stellari di galassie distanti, dove cioè la luce che proviene da tutte le stelle diventa un tutt’uno. «Non vogliamo ignorare il 25 percento delle stelle evolute in quelle galassie», dice Gosnell. Tali modelli sono importanti in quanto le galassie distanti sono presenti in vari studi cosmologici. «Proprio ora», aggiunge Gosnell, «ci sono tante opportunità osservative per affinare i modelli». «Se saremo capaci di descrivere attraverso i modelli il meccanismo del trasferimento di massa, allora potremo mettere insieme osservazioni e teorie e utilizzare queste informazioni per studiare ancora più in dettaglio le popolazioni stellari che non siamo in grado di risolvere, cioè tutte quelle stelle che si trovano nelle galassie distanti», conclude Gosnell. Il passo successivo sarà ora quello di continuare a studiare questi oggetti sfruttando le capacità osservative del telescopio Harlan J. Smith di 2,7 metri situato presso il McDonald Observatory e del suo spettrografo IGRINS (Immersion GRating INfrared Spectrometer) in modo da poter stimare la percentuale delle blu-straggler che si sono formate a seguito di fusioni nei sistemi stellari tripli.
di Corrado Ruscica (INAF)

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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