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CEFEO

Cepheus, Cephei

Cep

La costellazione di Cefeo il 12 ottobre alle ore 22.00 e la sua rappresentazione mitologica.
Immagine: www.stellarium.org

Accanto a Cassiopea, dimora Cefeo, il suo consorte e re d’Etiopia. La cupola boreale ospita qui per un ampio settore il mito di Perseo e Andromeda i cui protagonisti principali oltre ai due amanti, sono appunto i sovrani etiopi.
Cefeo ha un’estensione leggermente più ridotta di Cassiopea, occupa 588 gradi quadrati, piazzandosi così al ventisettesimo posto fra le costellazioni ordinate per dimensione. Ha una forma semplice evocando più la sagoma di una casa che quella una persona; le sue cinque stelle principali sono meno evidenti di quelle di Cassiopea. Alpha Cephei è la più brillante con 2,45 magnitudini ed è quella da cercare per prima e da cui partire per individuare le altre. Trovarla è facile perché basta prolungare il segmento che congiunge Alpha e Beta Cassiopeiae dalla parte di Vega fino a incontrare la prima stella luminosa. Quella è Alpha Cephei, la spalla destra del re. Da lì, la figura si sviluppa in direzione della Stella Polare con gli astri Beta e Gamma Cep di magnitudine 3,20, Iota Cep con 3,50 per finire con Zeta Cep di 3,35 magnitudini. Proprio quest’ultima è immersa nella Via Lattea, la quale attraversa parzialmente la costellazione disseminando qua e là qualche ammasso aperto.

La costellazione di Cefo vista dall’orizzonte nord alle ore 22.00 nei giorni degli equinozi e dei solstizi.
Immagine: www.stellarium.org

L’importanza di Cefeo è tuttavia legata alla stella Delta che si trova a 4,5° da Zeta Cephei dalla parte di Cassiopea. Delta Cephei è una giovane Supergigante Gialla di 100 milioni di anni che ci manda i suoi raggi da una distanza di quasi mille anni luce, ma questi suoi raggi non sono sempre della stessa intensità. Essi raddoppiano la loro forza esattamente ogni 5g 8h 47m 32s, ripetendo il saliscendi luminoso con stupefacente regolarità. Fu un giovane inglese di soli vent’anni a registrare per la prima volta la pulsazione luminosa nel 1784. Il suo nome era John Goodrick, un’autentica promessa per l’astronomia, strappato prematuramente alla vita, appena due anni dopo la misurazione e a un paio di giorni dalla nomina a Fellow da parte della Royal Society di Londra. A John Goodrick si deve la scoperta delle variabili a eclisse durante il suo studio della stella Algol in Perseo, un astro il cui nome arabo significa demonio e che da esso per secoli si ritenne fosse posseduto per giustificarne l’inquietante variabilità luminosa.
Delta Cephei, un gigante dal diametro 40 volte superiore a quello della nostra stella, deve il suo accendersi  e spegnersi alla fase di instabilità in cui si trova per via della sua massa cinque volte quella della Sole. E’ una stella che nonostante la giovane età, è già uscita dalla Sequenza Principale e si prepara col suo respiro sofferto a diventare una Supergigante Rossa. Ma tutto questo non sarebbe ancora nulla di eccezionale, perché ogni stella prima o poi è destinata a ritrovarsi in condizioni di equilibrio compromesso. Quello che successe nel corso degli anni, fu che tutte le stelle che si comportavano come Delta Cephei ricevettero il nome di stelle Cefeidi e la svolta astronomica si ebbe nel 1912 quando un’astronoma americana di nome Henrietta Leavitt, scoprì venticinque Cefeidi nella galassia della Piccola Nube di Magellano e si fece una domanda la cui risposta avrebbe condotto a migliorare o addirittura a conoscere la distanza di alcune galassie, perfezionando così i confini dell’Universo conosciuto.

L’astronoma statunitense Henrietta Leavitt (1868-1921) che nel 1912 scoprì la relazione Periodo-Luminosità delle Cefeidi. Da quel momento questi astri divennero preziosi indicatori di distanza.
Immagine: https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Leavitt_aavso.jpg

Henrietta si domandò se per caso non ci fosse una relazione fra lo splendore delle Cefeidi e il tempo in cui impiegavano a cambiarlo, ovvero: una Cefeide più brillante di un’altra, si spegne più velocemente o più lentamente dell’altra? O impiega lo stesso tempo? La risposta fu che sì, la relazione fra periodo e luminosità di una Cefeide c’era e le Cefeidi più splendenti si affievolivano più lentamente di quelle meno luminose e viceversa. Henrietta costruì la sua relazione disponendo le Cefeidi in un grafico periodo-magnitudine (apparente) che, come vedremo fra poco grazie alla loro residenza nella Nube di Magellano, sarebbe divenuto di riferimento per tutte le Cefeidi.

Il grafico di Henrietta Leavitt  Periodo-Luminosità delle stelle Cefeidi residenti nella Piccola Nube di Magellano.
Immagine: http://www.nap.edu/read/11019/chapter/5

Il fatto che si trovassero in un’altra galassia fu infatti la seconda “manna dal cielo” sia nel validare il grafico, che nella determinazione delle distanze astronomiche, specialmente di quelle dove il metodo della parallasse, valido entro un raggio di un centinaio di anni luce, non è più utilizzabile. Per conoscere la distanza infatti ci si dovrebbe avvalere della relazione:

m – M = -5 +5 Log D

dove m e M sono le magnitudini rispettivamente apparente e assoluta di una stella e D è la sua distanza espressa in parsec. Ora, mentre la magnitudine apparente si misura, M e D rimangono spesso incognite interdipendenti. Ma grazie alla relazione di Henrietta Leavitt, si riuscì a trovare un modo per ricavare in seconda battuta M dalla conoscenza del periodo di una Cefeide, quest’ultimo un valore facilmente misurabile, e a quel punto il gioco per trovare la distanza è fatto.
Infatti la circostanza che le 25 Cefeidi fossero tutte in un’altra galassia, ovvero in un contenitore fuori dalla Via Lattea, permise di concludere che tutte quelle Cefeidi si trovassero alla stessa distanza da noi, cioè quella della Nube di Magellano. In questo modo, ci si svincolava dalla distanza quando si confrontavano le luminosità, perché una Cefeide che appariva più brillante di un’altra, lo era realmente. Quindi se la magnitudine misurata (apparente) di una delle Cefeidi extragalattiche era maggiore di quella di un’altra dello stesso gruppo extragalattico, anche la sua magnitudine vera (assoluta) lo era. Bastava perciò riuscire a determinare la distanza di una Cefeide della nostra galassia per ricavarne la magnitudine assoluta, posizionare poi la stella sul grafico di Henrietta Leavitt in base al periodo con cui pulsava e ricalibrare la relazione non più sulle magnitudini apparenti, ma su quelle assolute.
La Cefeide della Via Lattea che fece da campione si trovò e se ne determinò la distanza, impiegando un metodo statistico perché non abbiamo Cefeidi in un raggio di 100 anni luce per poter sfruttare la parallasse. Ricavata in questo modo la relazione Periodo-Magnitudine Assoluta, divenne nota la distanza delle Cefeidi della Piccola Nube di Magellano e dunque della galassia stessa che risultò sprofondata a 200.000 anni luce da noi.
Da quel momento, la determinazione della distanza delle galassie passa in prima battuta dalla verifica che ospitino delle Cefeidi, perché da esse si ricavano valori molto attendibili e in modo più semplice.

Partendo da sud al momento del transito e andando in senso orario, le costellazioni che confinano con Cefeo sono: la Lucertola, Cassiopea, la Giraffa, l'Orsa Minore, il Drago e il Cigno.

Costellazioni confinanti con Cefeo: la Lucertola, Cassiopea, la Giraffa, l'Orsa Minore, il Drago e il Cigno.
Immagine: www.stellarium.org

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