Delta Cephei

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Delta Cephei
Campo stellare in cui spicca al centro δ Cephei.Campo stellare in cui spicca al centro δ Cephei.
Classificazione Supergigante gialla
Classe spettrale F5 Iab (F5Ib-G1Ib)[1]
Tipo di variabile Variabile cefeide
Periodo di variabilità 5,366 giorni
Distanza dal Sole 890 anni luce (273 parsec)
Costellazione Cefeo
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 22h 29m 10,27s
Declinazione +58° 24' 54,7"
Dati fisici
Diametro medio 57 824 000 km
Raggio medio 44,5[1] R
Massa
Velocità di rotazione ~9 km/s
Temperatura
superficiale
5500–6800 K (media)
Luminosità
2000[1] L
Indice di colore (B-V) 0,60
Età stimata ~108 anni
Dati osservativi
Magnitudine app. 4,07 (3,48–4,37)
Magnitudine ass. -3,47[1]
Parallasse 3,66 ± 0,15 mas
Moto proprio AR: 16,47 ± 0,69 mas/anno
Dec: 3,55 ± 0,64 mas/anno
Velocità radiale -16,8 km/s
Nomenclature alternative
27 Cep, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991

Delta Cephei (δ Cep / δ Cephei) è una stella supergigante gialla situata nella costellazione di Cefeo, distante 890 anni luce dal sistema solare. Secondo le vecchie leggende greche, si dice possa esprimere un desiderio nella propria vita e che a differenze delle altre stelle il desiderio possa essere rivelato. Si dice che Cephel, guerriero greco, la guardò per chiedere di riuscire a fare sopravvivere la sua amata nella guerra di Troia, alla fine lei sopravviverà ma lui cadrà in battaglia.[senza fonte]

Delta Cephei è il prototipo di una classe di stelle variabili molto importanti, le cefeidi (in latino Cepheidus Prototypus), nonché una delle cefeidi più vicine al Sole. La sua variabilità fu scoperta da John Goodricke nel 1784, e fu la seconda variabile di questo tipo scoperta, dopo Eta Aquilae, la cui variabilità fu riconosciuta tale da Edward Pigott all'inizio dello stesso anno[2]. Per la sua luminosità e per l'ampiezza delle fluttuazioni, δ Cephei è una delle stelle più semplici per astrofili e astronomi dilettanti che iniziano a dedicarsi allo studio delle stelle variabili, perché la stella è sempre visibile.[2].

Poco più di 6 milioni di anni fa, δ Cephei era più vicina al Sole di quanto non lo sia ora, trovandosi a circa 550 anni luce di distanza. In quell'epoca, la sua magnitudine massima era attorno a +2,7[3].

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

La posizione della stella nella costellazione.

La sua posizione è fortemente boreale e ciò comporta che la stella sia osservabile perfettamente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è invece limitata alla fascia tropicale. La sua magnitudine al massimo è 3,5, questo le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione, in particolar modo quando la luminosità della stella scende al minimo.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine giugno e novembre; nell'emisfero nord è visibile anche per tutto l'autunno, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata in particolare durante i mesi del tardo inverno australe.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica sorgente]

Diversamente dalla binaria ad eclisse Algol, la variabilità di δ Cephei è dovuta a delle pulsazioni della stella; essa varia dalla magnitudine 3,48 a 4,37 in un periodo di 5,36634 giorni[4], anche se impiega meno tempo a raggiungere il massimo della luminosità, mentre necessita di più tempo per arrivare al minimo; nello stesso arco di tempo varia anche la sua classe spettrale, da F5 a G3. Tempo dopo è stato scoperto che esistono due tipologie di cefeidi, e Delta Cephei appartiene al tipo I (cefeide classica).

Si ritiene che stelle di questo genere si formino con una massa 3–30 volte superiore a quella solare, e che abbiano già da tempo passato la fase di sequenza principale come stelle di Classe B. Dopo aver esaurito il loro combustibile nucleare, l'idrogeno, presente nel nucleo, queste stelle instabili passano ora attraverso gli ultimi stadi della loro evoluzione.[5]

Delta Cephei emette circa 2.000 volte la luminosità del Sole, producendo un forte vento stellare, che, in combinazione con le pulsazioni stellari, producono un'espulsione di massa al tasso di (1,0 ± 0,8) × 10–6 masse solari all'anno, equivalente a una massa solare circa ogni milione di anni. Questa materia confluisce verso l'esterno ad una velocità di circa 35 km s–1. Il risultato di questo gas espulso è la formazione di una nebulosa di circa un parsec di diametro, centrata su Delta Cephei, e contenente 0,07-0,21 masse solari di idrogeno neutro[1]. Dove il vento stellare è in conflitto con il mezzo interstellare circostante si forma un bow shock[6].

Oltre a conoscere la distanza di Delta Cephei e di altre cefeidi è fondamentale calibrare la loro relazione periodo-luminosità; sfortunatamente questi sforzi si sono recentemente rivelati vani data la maggiore accuratezza nel calcolo della parallasse; nel 2002 però è stato impiegato il Telescopio Spaziale Hubble per determinare la distanza della stella assieme a RR Lyrae (impiegata ach'essa come candela standard) con un errore di circa il 4%: 273 parsec, o 890 anni luce[7].

Delta Cephei ha anche un compagno, una stella di classe B 500 volte più luminosa del Sole. Dista dalla principale circa 41 arcosecondi, che a quella distanza corrispondono a circa 12.000 UA. Un'altra compagna, a 21" di distanza e di magnitudine 13, si ritiene invece che sia solo sulla linea di vista dalla Terra, e non legata gravitazionalmente a Delta Cephei[2].

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c d e L. D. Matthews et al., New Evidence for Mass Loss from δ Cephei from H I 21 cm Line Observations in The Astrophysical Journal, vol. 744, nº 1, gennaio 2012, p. 53.arΧiv:1112.0028
  2. ^ a b c Delta Cephei AAVSO
  3. ^ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
  4. ^ AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2013)
  5. ^ Turner, David G, "Monitoring the Evolution of Cepheid Variables", Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101-111.
  6. ^ Discovery Of An Infrared Bow Shock Associated With Delta Cephei in Bulletin of the American Astronomical Society, maggio 2010.
  7. ^ Benedict, et al., "Astrometria con HST: la parallasse del fondamentale calibratore delle distanze δ Cephei"

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

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