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Ci sono alcune costellazioni che si spesso si ricordano per il fatto di ospitare astri che costituiscono vere e proprie pietre miliari nella storia dell'astronomia. Tale è, per esempio, Cefeo, costellazione di 588 gradi quadrati incastonata fra la stella Polare (a nord), il Dragone (a W), il Cigno e la Lacerta (a S) e infine Cassiopea (a E). Con quest'ultima è poi strettamente imparentata dal punto di vista mitologico, perché Cefeo e Cassiopea erano i regnanti d'Etiopia nonché genitori di Andromeda, futura sposa di Perseo.
La stella più brillante, e l'unica di seconda grandezza, è Alfa Cephei, nota anche col nome di Alderamin, ossia "la mano destra", o "il braccio destro" (del re Cefeo) situata verso la parte occidentale della costellazione. E una stella bianca distante 45 anni luce e 14 volte più brillante del Sole. Appartiene ancora alla Sequenza Principale anche se gli astronomi ritengono che stia per esaurire la riserva di idrogeno nel suo nucleo per cominciare lentamente la sua evoluzione verso lo stadio di gigante rossa. La particolarità di questa stella è di trovarsi nelle vicinanze del percorso apparente che il prolungamento dell'asse terrestre descrive in cielo in circa 26.000 anni per effetto della precessione equinoziale. In altri termini, Alderamin sarà una delle stelle polari del futuro, anche se ciò si verificherà fra non meno di 9500 anni!
Delta Cephei, prototipo di un'importantissima classe di stelle variabili che da esse prende nome, merita senz'altro una certa attenzione da parte degli osservatori; è, infatti, proprio grazie alle cefeidi se gli astronomi sono riusciti per la prima volta a determinare con una certa precisione gli ordini di grandezza delle distanze extragalattiche. Ciò è stato reso possibile dal meticoloso lavoro di analisi e riduzione dei dati di una giovane astronoma, H. Leavitt, che lavorava all'osservatorio di Harvard. Costei, studiando le curve di luce di 25 stelle appartenenti alla piccola Nube di Magellano, scoprì un'importante relazione tra il periodo della variazione e la loro luminosità assoluta; diciamo "assoluta" perché trattandosi di stelle situate nella stessa galassia si può a buon diritto supporre che si trovino tutte grosso modo alla stessa distanza, ragione per cui una stella appare più luminosa di un'altra se è di fatto intrinsecamente più brillante. Questa relazione periodo-luminosità, come comunemente vie ne chiamata, è di fondamentale importanza perché nella pratica permette di far coincidere, a meno di una costante moltiplicativa, la luminosità media assoluta di una cefeide con il logaritmo del suo periodo. Ci spieghiamo meglio. Supponiamo di riuscire a determinare la distanza di una cefeide appartenente alla nostra galassia e quindi relativamente vicina. Questa sarà caratterizzata dalla sua magnitudine apparente m, da quella assoluta M e, ovviamente, dalla sua curva di luce. Se ora, scrutando in galassie esterne, dovessimo scovare alcune variabili che presentano la stessa identica curva di luce, di queste sarebbe automaticamente possibile fissare la magnitudine assoluta, mentre quella apparente la si ricaverebbe di rettamente dalla lastra fotografica. Ma la differenza m - M, che è detta modulo di distanza, è legata alla distanza vera e propria da una semplicissima relazione matematica alla quale rimandiamo (clicca).
Oggi, grazie all'eccezionale potere del Telescopio Spaziale di evidenziare stelle deboli, è possibile individuare singole cefeidi anche in galassie lontane, con la possibilità quindi di affinare le calibrazioni, ma non si deve dimenticare che senza il paziente lavoro della Leavitt, vera antesignana di questa branca dell'astronomia, molta strada, forse, resterebbe ancora da percorrere nella comprensione delle distanze cosmologiche.
Torniamo alla nostra Delta Cephei. Fu Goodricke a scoprirne la variabilità nel 1784 e la spiegazione che il giovane astronomo aveva fornito oltre due secoli fa era collegata con la presunta presenza di grosse macchie scure sulla superficie della stella. Non stiamo adesso a soffermarci sulle altre numerose ipotesi che sono state successivamente formulate per tentare di dare un significato fisico coerente al comportamento di questa stella. La cosa che, allora, appariva molto strana, infatti, era che contrariamente a quanto avveniva per altre classi di variabili, la variazione di splendore di Delta Cephei era accompagnata da una variazione della classe spettrale, e quindi dell'indice di colore, precisamente da F5 a G1 e ciò non poteva essere dovuto che a cause intrinseche, come una regolare pulsazione dell'astro: qualcosa di simile al lento battito di un cuore gigantesco! La comprensione di questo meccanismo si deve all'opera pionieristica di Eddington che per primo affrontò matematicamente il problema di una sfera gassosa sottoposta a pulsazioni; la sua teoria rendeva perfettamente conto dei principali dati fotometrici e spettroscopici che si osservano in questa categoria di stelle.
In un piccolo telescopio, Delta appare doppia anche a modesti ingrandimenti; accanto alla principale, d'un vivido colore giallo-oro, per dirla con Flammarion, si nota, a circa 40" verso sud una stellina di 6ª di una bella tinta blu, essendo un astro di classe spettrale B.
Ma riguardo a quest'ultimo si può veramente parlare di "secondaria" piuttosto che di semplice "compagna"? La domanda è lecita, poiché non è sicuro che le due stelle costituiscano una coppia fisicamente legata, dal momento che sin dal 1835, cioè dalle prime misure di Struve, non sono notate variazioni nell'angolo di posizione delle componenti; ciò tuttavia potrebbe anche essere imputabile all'enorme distanza del sistema, stimata attorno ai 1630 anni luce.
Considerato quindi che ha una magnitudo visuale media pari a 4, Delta Cephei risulta essere una stella gigantesca, 6000 volte più brillante del Sole, anche se estremamente meno densa.
Nella compagine policromatica delle stelle di Cefeo non poteva mancare anche una stella rossa. La My Cephei è stata infatti definita da Herschel Garnet Sidus, ossia "stella granato", ed è sufficiente l'osservazione binoculare per rendersene facilmente conto. È una supergigante appartenente alla classe delle variabili semiregolari; il periodo è di ben 2 anni, ma le ampiezze di luce sono modulate da una serie di oscillazioni secondarie che globalmente portano l'astro a variare tra la magnitudo 3,6 e la 5,1. Non è dunque una stella apparentemente molto cospicua, ma si tenga presente che la sua distanza è di 1600 anni luce (più o meno come la Delta) e che la sua magnitudo assoluta è mediamente pari a -5; idealmente situata alla distanza standard di 10 parsec sarebbe pertanto visibile in pieno giorno come un rubino incastonato nell'azzurro del cielo.

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