G.R.A.V. Gruppo di ricerca astrofotometrico variabilisti.

 Queste pagine sono la traduzione della rubrica "Variable Star of the Month" edita dall'AAVSO

 Tra il 1863 e 1867, prima dell'introduzione della fotografia, Padre Angelo Secchi, eseguì dei notevoli studi degli spettri di circa 4.000 stelle, usando lo spettrografo visuale dell'allora Collegio Romano, divenuto poi l'Osservatorio Vaticano.

Egli notò le cosidette linee d'assorbimento (linee scure) delle stelle e sviluppo una classificazione che condusse poi all'attuale sistema di Harvard: OBAFGKM, in ordine decrescente di temperatura.

Padre Secchi, nel 1867, osservò che Gamma Cassiopea mostrava delle righe d'emissione alla lunghezza dell'idrogeno-beta (II-beta) dando il via al mistero delle stelle chiamate Be. Dove "B" sta per la classe spettrale delle stelle mentre "e" sta per righe di emissione (emission lines).

Le stelle Be sono definite come stelle non-supergiganti con una temperatura superficiale tra i 10 e i 30 mila gradi Kelvin, le quali hanno mostrato almeno una volta linee di emissione II-beta nel loro spettro. Circa il 20% delle stelle di spettro B sono stelle Be. Come suggerito dalla definizione, le stelle Be variano la loro luminosità nel tempo. Gamma Cas mostrò tra il 1866 e il 1942 una relativa stabilità sia nelle righe d'emissione che nella variazione luminosa, tant'è che tra il 1932 e il 1942 divenne una normale stella di classe spettrale B dove le linee sparirono. Ma, dal 1981 iniziarono di nuovo a farsi vedere le righe d'emissione II-beta.

Connesse con le Be star sono le codidette stelle-guscio (shell-stars): stelle aventi più o meno marcate linee d'assorbimento sovrapposte alle normali linee dell'idrogeno e dell'elio che dominano lo spettro delle stelle di classe B. Attualmente le Be stars passano in maniera apparentemente casuale da B a Be a Shell stars.

Pochi sono gli astronomi che monitorizzano e misurano le linee di emissione delle stelle Be, ma sarebbe uno studio auspicabile anche per astrofili. A dimostrazione di ciò c'è un lavoro di un astrofilo tedesco, Ernst Pollman, che usando un telescopio di 20cm e uno spettrografo è riuscito ad ottenere delle utili immagini dello spettro di Gamma Cassiopea. Nel 2001 Pollman osservò la linea d'emissione particolarmente marcata attorno alla data JD 2449800 e che declinò nei successivi 2300 giorni.

Gamma Cassiopeae in visuale

Gamma Cas, oltre che variare le proprie linee di emissione, varia anche in luminosità: tra il 1935 e il 1940 variò tra le magnitudini 1.6 e 3 in V. Visto che Gamma Cas è la stella centrale della ben conosciuta costellazione di Cassiopea, nota per la famosa forma a W, la variazione di questa stella fa cambiare anche l'apparente forma della costellazione. La stella è seguita dall'AAVSO sia in visuale che nel programma fotometrico, anche se quest'ultimo è particolarmente raccomandata. Il GRAV propone, invece, lo studio solo visuale di questa stella.

 Questo grafico rappresenta la curva di luce della stella Gamma Cassiopea, costruita tramite osservazioni visuali dell'AAVSO tra il 1950 ad oggi.

Gamma Cas fa parte di un sistema multiplo designato come ADS782AB ed è anche una doppia spettroscopica con un periodo di 203.59 giorni, un'eccentricità di 0.26 e sembra che il compagno sia una stella avente la stessa massa del nostro Sole. La compagna potrebbe essere una stella normale ma si sospetta possa essere una stella di neutroni, la quale spiegherebbe il perché Gamma Cas è anche una sorgente di raggi X (MX0053+60). Il gas della stella principale sarebbe attratto dalla stella compagna, la quale, lo trasformerebbe prima in energia termica e quindi in raggi X.

Che cosa distingue una normale stella di classe spettrale B da una stella Be? La prima cosa è la rotazione della stella particolarmente elevata, attorno ai 450 Km/s all'equatore. Questa enorme velocità equatoriale farebbe diminuire la gravità superficiale e, grazie anche alla potente emissione radioattiva tipica di queste stelle, si creerebbe un anello di gas lungo l'asse equatoriale. Le cosidette stelle-guscio, altro non sarebbero che stelle Be delle quali riusciamo a "vedere" questo disco. Questo gas crea delle linee di assorbimento a volte marcate a volte molto meno nello spettro.

Le stelle Be sono considerate il maggior contributo alla "ecologia galattica", ovvero, il gas da loro disperso va ad arricchire il materiale galattico che sarà la base per nuove stelle o pianeti.

Oggi grazie al metodo dell'interferometria è possibile "vedere" il disco di gas che circonda queste stelle. Un altro mistero di queste stelle è un presunto campo magnetico ancora però da verificare (Alcune eccezionali informazioni si possono trovare al sito : www.obs-nice.fr/stee/Bemodel.html).

Le stelle Be variano in luminosità e spettro in diverse scale di tempo. Queste possono variare da una settimana a qualche decennio. Secondo una recente teoria questa variazione potrebbe essere causata da un'onda a spirale che lentamente gira attorno al disco. Ci sono anche variazioni dell'ordine di giorni o settimane e sembrano dovute al moto della stella compagna Infine ci sono variazioni che vanno da 0.3 a 2 giorni e si suppone siano causate da pulsazioni non radiali o rotazioni.

Una campagna in merito alle variabili a lungo periodo in fotometria UBV è stata condotta nel 1980 da Petr Harmanec ed altri colleghi al Ondrejov Observatory, appartenente all'accademia di Scienze della Rep. Cecha. Questa equipe, assieme ad un altro gruppo (Zagreb University in Croazia, usando il telescopio da 0.6m dell'isola Hvrat sulla costa dalmata) studiò queste stelle ma furono costretti ad interrompere i lavori a causa della guerra nel 1990. Gli specchi furono smontati e riposti in zone sicure e solamente nel 1993 fu possibile riprendere le osservazioni. I risultati di questa campagna furono pubblicati nel 1997 in alcuni articoli scritti da Pavlovsk. Diverse stelle Be furono aggiunte al programma fotoelettrico dell'AAVSO grazie anche a questa campagna di studio.

Il satellite Hipparcos (1989-1993) fu molto utile allo studio dei diversi comportamenti delle stelle Be. Esso diede però anche nuovi indizi ed infatti recenti studi di John Percy hanno portato alla luce un periodo di variazione di Gamma Cas di soli 0.4 giorni, variazione comunque dell'ordine dei millesimo di magnitudine.

CX Draconis è forse la più complessa stella Be del programma fotometrico dell'AAVSO. Questa stella di quinta magnitudine varia la propria luminosità di 0.2 magnitudini in poche settimane. Essa è anche un sistema binario con un periodo di 6696 giorni come dimostrano gli studi eseguiti da Mercedes Richards. Questa variazione non sembra dovuta alla stella compagna, ma ci sono altri periodi di variazione ed ampiezza (0.02 magn.) che potrebbero essere ricollegati alla presenza della stella compagna.

Omicron Andromedae è un eccellente esempio di stella variabile del tipo Be a corto periodo. Il periodo di variazione è di appena 1,57 giorni con un'ampiezza di solo 0.1 magnitudini.

Gamma Cas risulta facile da trovare in quanto è una delle stelle principali della costellazione di Cassiopea (vedi immagine a lato). Sebbene essa sia una stella molto luminosa, la sua variazione è abbastanza piccola, dell'ordine delle 0.6 magnitudini. Sarà opportuno quindi allenarsi ad osservare piccole oscillazioni della stella che potrebbero risultare abbastanza difficoltose per chi è abituato ad osservare altre variabili, come le Mira, che hanno invece ampi range di variazione.

Gli osservatori che vogliono stimare visualmente Gamma Cas possono scaricarsi la cartina usata per stimare Rho Cas. La frequenza di osservazione è settimanale e basta una precisione di un decimale dopo la virgola nel riportare la JD.

Resta indiscutibile l'interesse degli astronomi verso queste stelle, in quanto diverse domande aspettano ancora delle risposte: cosa causa le variazioni a corto periodo? Qual è il ruolo delle stelle binarie Be? Ecc..

Nella recente News del GRAV del 09 Febbraio 2003 si è data comunicazione dell'aggiunta di Gamma Cassiopea al programma di studio in visuale. Spero considererete di aggiungere questa stella nel vostro programma e ringrazio fin d'ora quanti vorranno collaborare.

Testo originale dell'AAVSO (Variable Stars of the Month, Gamma Cassiopeae)

Traduzione: Ivo Peretto

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