Coelum Astronomia 221 - 2018 - Page 161

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X di Castiglia e León. La stella splende di magnitudine +3,75, rendendosi quindi ben visibile a occhio nudo. Tuttavia, la sua luminosità apparente ogni 972 giorni si affievolisce, restando a un minimo di luce per 36 giorni. Lontana poco meno di 790 anni luce, lo spettro di Haedus I mostra che essa è in realtà un sistema composto da due stelle in orbita reciproca, inclinata di 3° rispetto alla nostra visuale: di conseguenza, le due stelle di ζ Aur si eclissano a vicenda. Con una media di 4,2 Unità Astronomiche, le due si aggirano l’una sull’altra in un’orbita ellittica, che completano in circa 972 giorni (2,66 anni), che le porta da una distanza massima di 5,9 UA a una minima di 2,5 UA l’una dall’altra.

Analisi dettagliate delle eclissi e delle velocità delle due stelle, rilevano i dettagli sulle loro orbite e sulle loro caratteristiche fisiche. Il sistema risulta quindi composto da una supergigante arancione di tipo K4 (3.950 K) e una più comune stella di sequenza principale di tipo B7V (15.300 K).

La supergigante rossa, con raggio di 148 volte più grande del Sole – ovvero, oltre 1 UA – e 5,8 volte più massiccia, è circondata da un’atmosfera estremamente estesa formata da gas trasparenti: se questa si trovasse al posto del Sole, la sua fotosfera si troverebbe oltre l’orbita di Venere! La sua luminosità è 4.800 volte quella solare.

I parametri della stella B sono: una massa 4,8 quella solare, raggio 4,5 solare e una luminosità 960 volte quella del Sole.

La luminosità totale del sistema di 5.800 volte quella solare ed è maggiore della luminosità visuale, perché la stella B produce gran parte della sua radiazione nell’ultravioletto, mentre la stella K irradia significativamente nell’infrarosso. Dal confronto con la teoria, la coppia è nata 80 milioni di anni fa. Ogni 2,66 anni, la stella B più piccola ma ancora brillante si nasconde completamente dietro la stella K più grande e più fredda, e la luce visiva combinata scende di 0,15 magnitudini (circa il 15 percento), non molto, ma comunque evidente per l’occhio praticato.

Fuori eclisse, lo spettro di ζ Aur è composito, in quanto risulta dalla sovrapposizione dello spettro della stella rossa e di quella azzurra. Quando la compagna azzurra, che ha un raggio 10 volte più piccolo e che gravita a un miliardo di chilometri di distanza da essa, passa dietro l’estesa atmosfera della fredda supergigante, appaiono invece le righe di assorbimento prodotte dall’atmosfera della supergigante: dapprima, prodotte dagli strati più esterni poi, man mano che l’eclisse avanza, da strati sempre più interni. Le righe di assorbimento che compaiono durante l’eclisse atmosferica non solo consentono di stabilire la composizione chimica ma anche le condizioni fisiche (densità, temperatura, pressione ecc.) dell’atmosfera della supergigante a varie altezze sopra la sua fotosfera.

È noto come le intensità delle righe spettrali di un elemento chimico dipendono dalla percentuale di atomi che si trovano nei vari livelli energetici. Siccome questa è in stretta relazione alla temperatura, dalla misura dell’intensità delle diverse righe di un singolo elemento, è quindi possibile risalire alla temperatura dei gas presenti negli strati atmosferici: ecco come sia possibile, pur senza riuscire a distinguere il disco stellare, conoscere caratteristiche intrinseche di lontanissime stelle quali, per l’appunto, la struttura interna della loro atmosfera.