Coelum Astronomia 220 - 2018 - Page 166

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La soluzione dell’enigma

due stelle componenti il sistema, mentre quelle a breve termine erano indotte dal trasferimento di materiale gassoso da una all’altra delle due componenti. Ludendorff suggerì che il periodo orbitale fosse pari a poco più di 54 anni e 3 mesi e che il periodo in cui i minimi osservati si presentavano (27 anni) derivasse dalla separazione delle stesse. La visione di Ludendorff non era lontana dalla realtà, poiché il periodo orbitale oggi riconosciuto è pari a 27,12 anni, uno tra i più lunghi noti tra le variabili a eclisse. Anche se chiaramente non poteva ancora saperlo, la sua dichiarazione conclusiva secondo cui ε Aur era uno “strano sistema” sarebbe ancora oggi perfetta così come lo era nel 1904!

Dall’epoca della sua scoperta, la stella dell’Auriga divenne presto un vero enigma tanto che alcuni dei più grandi nomi dell’astronomia hanno cercato di farvi luce. Uno dei problemi principali, ad esempio, era il fatto che, sebbene l’eclisse mostrasse un minimo piatto tipico delle eclissi totali (per 370 giorni, la luce resta pressoché costante al minimo) con un solo spettro – quello di una stella di tipo F – lo spettro dell'altro corpo non compariva mai: cosa che portava a concludere che la stella di tipo F restava completamente occultata dietro un’altra stella più grande e più oscura. Una singolare stranezza quella dello spettro della stella F, che non scompariva mai come invece dovrebbe avvenire quando la stella viene completamente eclissata: questo restava solo indebolito, come se la sua luce passasse attraverso una sorta di filtro.

La comprensione di questa misteriosa variabile è cresciuta di pari passo col progredire delle tecniche applicate in astronomia. ε Aur è stata osservata in quasi tutte le lunghezze d’onda dello spettro elettromagnetico: essa è nota per essere luminosa nell’infrarosso, nell’ottico e nell’ultravioletto e anche fotometricamente e spettroscopicamente variabile a molte lunghezze d’onda. La componente primaria è stata risolta utilizzando l’interferometria ottica e si presenta con un diametro apparente pari a 2,2 millesimi di secondo d’arco. Le reali dimensioni, tuttavia, sono del tutto indicative in quanto sulla distanza del sistema esiste un margine di incertezza tale da porlo tra i 650 e i 1.500 anni luce. Si presume che la componente primaria sia una stella gigante o supergigante.

A oggi, sono due i modelli che spiegano le caratteristiche osservate, l’uno detto di massa elevata, l’altro di massa ridotta.

Nel modello “a massa ridotta”, la componente primaria è una gigante evoluta, attualmente sul cosiddetto ramo asintotico del diagramma HR, dalla massa compresa tra 2 e 4 volte quella del Sole, prospettiva basata su stime di distanza e luminosità che però sono inferiori alla maggior parte delle osservazioni. Più verosimilmente, la componente primaria del sistema, nota come ε Aur A, è una gigante di tipo F0 che, trovandosi sul ramo asintotico, esibisce tra l’altro pulsazioni semi regolari osservate nelle variazioni luminose a breve termine. Le stime sul diametro (pur queste variando considerevolmente a seconda della fonte) ne fanno una stella gigantesca, larga da 140

Sotto. L’immagine mostra la stella Epsilon Aurigae parzialmente eclissata dal disco di polveri in una immagine realizzata con l’array interferometrico di

Mount Wilson e il Michigan Beam Combiner. Crediti: John D. Monnier / Univ. of Michigan.

A oggi, sono due i modelli che spiegano le caratteristiche osservate, l’uno detto di massa elevata, l’altro di massa ridotta.

Nel modello “a massa ridotta”, la componente primaria è una gigante evoluta, attualmente sul cosiddetto ramo asintotico del diagramma HR, dalla massa compresa tra 2 e 4 volte quella del Sole, prospettiva basata su stime di distanza e luminosità che però sono inferiori alla maggior parte delle osservazioni. Più verosimilmente, la componente primaria del sistema, nota come ε Aur A, è una gigante di tipo F0 che, trovandosi sul ramo asintotico, esibisce tra l’altro pulsazioni semi regolari osservate nelle variazioni luminose a breve termine. Le stime sul diametro (pur queste variando considerevolmente a seconda della fonte) ne fanno una stella gigantesca, larga da 140 a 360 volte il diametro del Sole. Di conseguenza, la superficie emissiva è talmente vasta che la sua luminosità intrinseca risulta essere ben 38 mila volte quella della nostra stella! Fosse idealmente collocata al posto del Sole, essa ingloberebbe sicuramente l’orbita di Mercurio e, forse, anche quella di Venere.

Ciò che si può dire sulla componente secondaria è che questa emette una quantità di luce relativamente insignificante nel totale emesso dal sistema. Studi spettroscopici hanno rilevato come questa abbia una emissione fredda, ad appena 550 K, particolarità che porta a ritenere la secondaria essere per l’appunto il disco polveroso (di cui si accennava già sopra) dal raggio pari a 3,8 UA, che blocca circa il 70% della luce che lo