Guida alle costellazioni - Regioni celesti scelte/L'Arco di Cassiopea: differenze tra le versioni
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La costellazione di Cefeo sembra a prima vista priva di oggetti di rilievo: non vi sono infatti ammassi aperti particolarmente appariscenti e le sue nebulose non sono visibili con piccoli strumenti. Tuttavia nelle fotografie a lunga esposizione emerge un gran numero di nebulose che nascondono giovani gruppi stellari; la maggior parte di queste regioni di formazione stellare si trova sul nostro braccio di spirale, il Braccio di Orione, a distanze comprese fra 2300 e 3200 anni luce.
Una delle nebulose più interessanti e famose di questa regione galattica è la '''Sh2-155''', nota anche
Molto meno appariscente e visibile solo nelle fotografie è la nebulosa '''Sh2-154''', situata circa un grado a SSW; presenta una forma allungata per circa 25’ ed è circondata da diverse nubi oscure.
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La prima è la famosa '''δ Cephei''', ben visibile nella parte meridionale della costellazione di Cefeo. Questa stella è il prototipo di una classe di stelle variabili molto importanti, le Cefeidi, nonché una delle variabili di questa classe più vicine al Sole. La sua variabilità venne scoperta da John Goodricke nel 1784 e fu la seconda variabile di questo tipo ad essere stata individuata, dopo la stella η Aquilae, la cui variabilità fu riconosciuta tale da Edward Pigott all'inizio dello stesso anno. 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 nelle ore notturne di gran parte dell'emisfero boreale. 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, 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. 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. La δ 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 circa 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. Il risultato di questo gas espulso è la formazione di una nebulosa di circa un parsec di diametro, centrata su δ Cephei, e contenente 0,07-0,21 masse solari di idrogeno neutro. Grazie alla correlazione periodo-luminosità e alla grande precisione con cui viene misurato il periodo delle pulsazioni, le variabili Cefeidi possono essere usate come candele standard per determinare la distanza degli ammassi globulari e delle galassie in cui sono contenute. Poiché la relazione periodo-luminosità può essere calibrata con grande precisione usando le stelle Cefeidi vicine, le distanze trovate con questo metodo sono tra le più accurate disponibili.
Altra variabile di rilievo è la stella '''VV Cephei''', famosa per essere una delle stelle più grandi conosciute. Si tratta in realtà di una stella binaria, formata da una supergigante rossa e da una stella bianco-azzurra probabilmente di sequenza principale. Le due stelle si trovano a circa 3000 anni luce di distanza dalla Terra; inizialmente erano state considerate far parte dell'associazione stellare Cepheus OB2, ma da recenti studi parrebbe non ci sia relazione tra VV Cephei e quest'associazione OB. La magnitudine apparente media totale del sistema è pari a 4,9. Come visto, la componente principale, nota come VV Cephei A, è una delle stelle più grandi conosciute. È di tipo spettrale M2 e il suo raggio era stato stimato fino a 1900 volte quello del Sole; tuttavia, come per altre grandi stelle, non è sempre facile misurare le reali dimensioni di stelle in questo stato: l'essere circondata da gusci opachi nell'estesa atmosfera, l'oscuramento del bordo, la luminosità instabile ed altri fattori concorrono nel rendere difficile la stima del raggio stellare. Nel 2010 il diametro angolare di VV Cephei è stato misurato con metodi astrometrici ed è risultato essere di 0,00638 secondi d'arco, che alla distanza alla quale si trova la stella, corrisponde un raggio di circa 1050 volte quello del Sole, una stima nettamente inferiore a quelle mostrate in studi precedenti ma sostanzialmente simile a quella ottenuta con metodi spettroscopici in un altro studio del 2008. Anche la sua massa è stata ridimensionata ed è oggi indicata sulle 64 masse solari, dalle 100 inizialmente stimate. VV Cephei A non ha forma sferica, bensì ha forma di goccia dovuta alle forze mareali prodotte dal campo gravitazionale della vicina e calda compagna, la quale viene pesantemente oscurata da un disco di materia che la fredda supergigante cede. È anche una variabile pulsante semiregolare; si conoscono periodi di 58, 118 e 349 giorni, oltre a uno più lungo di 13,7 anni. Una stella con queste caratteristiche
Un’altra stella notevole è la '''γ Cassiopeiae''', che porta anche il nome proprio '''Cih''' (o '''Tsih'''). Si tratta di una variabile eruttiva, con cambiamenti irregolari della sua luminosità tra le magnitudini 2,15 e 3,40, ed è il prototipo delle stelle variabili Gamma Cassiopeiae. La magnitudine media di questa stella è stata di 2,2 nel 1937, 3,4 nel 1940, 2,9 nel 1949, 2,7 nel 196, mentre attualmente è circa 2,15. Negli anni dal 1935 al 1940 la sua luminosità è variata dalla magnitudine 1,6 alla 3,0, con il massimo avvenuto nell'aprile del 1937. Alla massima luminosità γ Cassiopeiae è la stella più luminosa della costellazione. La sua distanza è di circa 550 anni luce.
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