Chi Cygni, una gigante in lenta agonia

Presentiamo una versione estesa dell’articolo di Stefano Schirinzi pubblicato a pag. 54 di Coelum 171, per la serie “Twinkle star: Storie di Stelle”, rubrica mensile di Coelum Astronomia. Come spesso accade infatti, nel formato cartaceo non sempre possiamo dare lo spazio che spetterebbe a ciascun intervento, rimediamo quindi pubblicando online approfondimenti ed eventuali aggiornamenti. Non mancate pero’ di seguire la rubrica di Stefano anche dalle pagine della rivista! 😉 Buona Lettura!

Proprio in questi giorni è tornata ad essere visibile ad occhio nudo χ Cygni (Chi Cygni), la variabile che mostra in assoluto il maggior divario tra la luminosità minima e massima. Poche settimane ancora, e la stella sprofonderà di nuovo a magnitudini tali da essere rilevate solo con una camera CCD. Vale la pena di dare un’occhiata, perché la prossima occasione potrebbe non arrivare molto presto, e soprattutto con questa straordinaria intensità luminosa.

Le prime variabili periodiche scoperte nella storia vennero quasi certamente identificate tra stelle abbastanza luminose, tanto che la loro variazione andava da alterare, più o meno visibilmente, le costellazioni di loro appartenenza. Gli oscuri cieli di epoche ormai lontane permisero tuttavia ad attenti osservatori di notare l’apparente variazione luminosa di stelle anche più deboli.

Fu così che, nell’estate del 1687, l’astronomo tedesco G. Kirch si accorse che anche nei pressi di η Cyg, stella di terza grandezza situata nel bel mezzo del lungo collo del Cigno, era accaduto qualcosa di anomalo: la vicina e più debole stella di quarta grandezza, χ Cyg era infatti scomparsa! Incuriosito dall’inusuale evento, il valente astronomo riosservò con perseveranza e per alcune settimane l’area celeste dover prima era presente quella stella finché, nel successivo mese di Ottobre, Kirch la rivide nuovamente comparire; certamente ancora debole, ma settimana dopo settimana tornava lentamente ad esibirsi tra le numerosissime stelle di fondo della Via Lattea fino a rendersi perfettamente visibile ad occhio nudo. Evidentemente, quanto il Bayer compose il suo catalogo con le lettere greche attribuite alle stelle più luminose, non si accorse della sua variazione di luce.

All’epoca della sua scoperta, erano passati poco meno di 80 anni da quando D. Fabricius si accorse che una stella della Balena saliva e scendeva di luminosità secondo un ben definito ciclo temporale; escludendo alcune novae e supernovae apparse negli ultimi secoli, χ Cygni fu in effetti la seconda variabile a lungo periodo scoperta, ragione per la quale tale stella attrasse da subito l’attenzione di numerosi astronomi. Oltre allo stesso Kirch, che continuò ad osservarla assiduamente fino al 1738, anche G. Cassini, E. Halley e H.W. Olbers fornirono una serie di osservazioni, seppur discontinue ed intervallate da lunghe interruzioni; il record di costanza è comunque di B.V. Schmidt, che nel corso del 19° secolo puntò ripetutamente il telescopio sulla variabile seguendola addirittura per 40 anni!

UNA MIREIDE SPECIALE

Fu presto chiaro che la curva di luce ricalcava quella di Mira anche se essa esibisce altre singolari caratteristiche che l’hanno resa oggetto di estremo interesse. La più nota, forse, è quella di esibire il più grande range di variazione tra le variabili della sua classe: ogni 408 giorni, infatti, la stella passa dall’essere visibile ad occhio nudo fino a necessitare di un grosso strumento e di un cielo prettamente oscuro per poterla rilevare quando la sua luminosità decade fino ad oltrepassare anche la quattordicesima grandezza; in altre parole, al minimo essa diventa 20 mila volte più debole di quando raggiunge la massima luminosità, valore davvero unico nello svariato mondo delle variabili periodiche!

Il grande numero di osservazioni disponibili sin dall’epoca della sua scoperta ha evidenziato una certa crescita lineare del periodo, che in circa tre secoli sembra essere aumentato di almeno 4 giorni. Tra la fine di luglio e l’inizio di agosto 2006, χ Cyg raggiunse la magnitudine 3,8, ancora oggi picco di massima luminosità raggiunto negli ultimi 148 anni, che però durò ben poco; infatti, come solitamente accade per le Mireidi, l’ascesa al massimo è più rapida del declino, ma ancora più veloce è il numero di giorni che la stella passa al massimo della luminosità: già a metà del successivo settembre, essa era infatti già declinata alla quinta grandezza. Il cospicuo range è tuttavia ingannevole: raffreddandosi, infatti, la stella trasferisce buona parte della sua radiazione nell’infrarosso, rendendosi quindi molto debole nel visibile.

DIMENSIONI RAGGUARDEVOLI

Quando una stella come il Sole si trasforma in una gigante rossa, accedendo al cosiddetto ramo asintotico, essa aumenta in luminosità ma allo stesso tempo perde la stabilità che l’ha fino a quel momento sostenuta; di conseguenza, proprio come una valvola sulla radiazione in uscita, essa inizia pulsare. Essendo però di immani dimensioni, il periodo di oscillazione, invece di essere dell’ordine dei giorni o di settimane come quello delle Cefeidi, dura molti mesi. Ad ogni pulsazione, la stella espelle una certa quantità di materiale presente nei suoi strati più esterni che, in poche centinaia di migliaia anni, andrà probabilmente a creare una nebulosa planetaria. E’ proprio questo il comportamento delle Mireidi come χ Cyg. Applicando la risoluzione interferometrica a χ Cyg, è visto che quando è alle minime dimensioni sulla sua superficie appaiono macchie brillanti, simili ad enormi pennacchi di plasma caldo si elevano al di sopra della sua superficie. Espandendosi, e pur raffreddandosi ed affievolendosi in luminosità, essa oltrepassa però i 700 milioni di km in diametro, l’equivalente di 470 volte il Sole, tanto da rientrare nella top list delle stelle più grandi conosciute: fosse idealmente collocata al posto del Sole, ingloberebbe tutto Sistema Solare interno fino alla cintura di asteroidi!

Di recente, sono state acquisite alcune ottime immagini – non senza difficoltà – che mostrano l’intero ciclo di agonia in cui è riversa χ Cyg. Il denso guscio di polveri rilasciate nello spazio non facilita la visione diretta dell’astro se non ricorrendo all’intensa luce infrarossa emessa della stella, l’unica in grado di passarlo; inoltre, seppur gigantesca, alla distanza di circa 600 anni-luce cui è situata, il disco non appare più grande di come si vedrebbe dalla Terra una piccola casa sulla Luna!

ALCHIMIA STELLARE

χ Cyg è anche la più luminosa stella di classe S conosciuta. Si tratta di stelle giganti fredde che differiscono da quelle di tipo M e C non tanto per la temperatura quanto per la prominenza, nei loro spettri, di bande di diversi elementi come l’ossido di zirconio. La scoperta del tecnezio, instabile, fu notevole perché il suo isotopo più longevo ha un tempo di dimezzamento di soli 2 milioni di anni, assai più breve dell’età di qualsiasi stella (motivo per il quale non esiste sulla Terra): ciò implica che stiamo osservando i risultati di reazioni nucleari che stanno verificandosi ancora oggi. La presenza di tecnezio e zirconio è prova che nelle stelle di questo tipo ha luogo il cosiddetto processo-S, reazione nucleare nella quale si verifica un progressivo accumulo di neutroni liberi in nuclei già pesanti attraverso un processo di cattura lenta (slow, da cui il nome della classe di stelle).

La cattura di neutroni crea isotopi più pesanti dello stesso elemento; se il nucleo accresciuto è instabile, esso decade per processo-beta: la trasformazione del neutrone in un protone aumenta il numero atomico del nucleo che quindi diviene il successivo elemento della tabella periodica: è questo il modo nel quale è prodotto lo zirconio, il tecnezio ed altri elementi pesanti presenti nelle stelle S. In questo modo può determinarsi una catena completa di reazioni nucleari dove gli elementi pesanti si generano a partire da quelli più leggeri. Il processo-S svolge un ruolo importante nell’evoluzione chimica galattica: lo zirconio presente sulla Terra e molti elementi simili utilizzati nel settore industriale sono stati infatti prodotti da antiche generazioni di stelle di questo tipo.

Rintracciare χ Cyg è abbastanza semplice, unica stella decisamente rossastra a soli 2° a sud-ovest di η Cyg; seguirne invece tutta l’evoluzione, anche nelle profonde fasi di minimo, richiede certamente l’uso di un buon fotometro. Essa però fornisce un assaggio del destino riservato al nostro Sole, seppur ancora lontano; quando il colore rossastro di χ Cyg tornerà a fare capolino tra la moltitudine di stelle del Cigno, sapremo che essa sta fabbricando elementi pesanti che forse saranno utilizzati, così come lo facciamo ora noi, da altre civiltà in un lontano futuro.

IL MASSIMO DEL 2013

Dando uno sguardo alla storia recente di Chi Cygni è facile trovare prova dell’impossibilità di predire l’esatta magnitudine che raggiungerà la stella al momento del Massimo. Nel 2005, ad esempio, la gigante rossa si manifestò i primi giorni di luglio arrivando fino alla mag. +5,2; una luminosità piuttosto modesta, e tale da impedire la sua visibilità ad occhio nudo per l’osservatore distratto. Nell’estate 2006, come abbiamo già detto, la stella tornò invece a farsi apprezzare lungo il collo del Cigno, brillando fino a una inaspettata mag. +3,8.

Il massimo di quest’anno sembra essere iniziato tra aprile e inizio maggio e, mentre scriviamo (primi giorni di maggio), è ancora in corso. Il che significa che se in queste notti dopo l’una (per dare modo alla costellazione di alzarsi un po’ sull’orizzonte) vi affaccerete dalla finestra, potrete accorgervi di una stella rossa che finora (molto probabilmente) avevate avuto modo di vedere soltanto negli atlanti celesti…