Le 12 stelle variabili più belle visibili ad occhio nudo di John Isles tratto da Sky & Telescope (Edizione italiana a cura di Mario Farina)

Secondo l'autorevole General Catalogue of Variable Stars (GCVS) ed il suo supplemento Name-lists of Variable Stars, trentaquattro variabili hanno una variazione di almeno 0,4 magnitudini e divengono più luminose della magnitudine visuale 4,0 (non sono incluse stelle nove, che occasionalmente raggiungono luminosità rilevabili ad occhio nudo). Tra queste, ci sono molte variabili ad eclisse, variabili Cefeidi e rosse variabili semiregolari così come alcune stelle variabili a lungo periodo del tipo Mira e la nova ricorrente T Coronae Borealis. Di queste, 24 non scendono mai sotto la magnitudine 5,1 e quindi restano visibili ad occhio nudo per tutta la durata del ciclo. E' interessante notare che solo sette si trovano a sud dell'equatore celeste, mentre 17 si trovano nell'emisfero nord. Forse che diverse variabili visibili ad occhio nudo del cielo australe aspettano di essere scoperte?

Alcune tra quelle del nostro emisfero sembrano, peraltro, essere casi dubbi. Epsilon Pegasi viene elencata, nel GCVS, come variabile di 2,8 magnitudini sulla base di una singola stima che la indica, il 26 settenbre 1972, luminosa quanto Aldebaran per pochi minuti. Personalmente, non ho rilevato alcun cambiamento sicuro da quando, nel 1964, ho iniziato ad osservarla. E le supposte fluttuazioni di Kappa Ophiuchi, secondo Tristam Brelstaff della British Astronomical Association, sembrerebbero provenire da una storica confusione con la vera variabile Chi Ophiuchi. Quando non sono scritte con attenzione, le lettere greche Kappa e Chi possono sembrare molto simili.

Ecco la lista della mia favorita dozzina di stelle variabili, tutte visibili ad occhio nudo, senza un ordine particolare (includerei epsilon Aurigae se non fosse che la prossima eclisse di due anni non avrà inizio prima del 2009). Molti tipi di stelle variabili non sono incluse in questa pagina perché oggetti di bassa luminosità, troppo deboli per essere osservati senza l'ausilio di un telescopio o perché la variazione è troppo bassa per poter essere rilevata visualmente. Un piccolo binocolo sarà d'aiuto nell'osservazione della fase più debole di alcuni di questi astri, specialmente per chi non ha cieli veramente scuri.

Algol (beta Persei), il prototipo della binaria ad eclisse, passa dalla magnitudine 2,1 a 3,4 ogni 2,87 giorni. Ciascuna eclisse, comprese le fasi di parzialità, dura circa 10 ore. I minimi sono più evidenti nelle due ore in cui la stella è vicina alla fase di minima luminosità. Algol è visibile nelle serate d'autunno e d'inverno. Una mappa con stelle di confronto per la stima della sua magnitudine è apparsa nel numero di novembre 1996 di Sky & Telescope, a pagina 66 (per consigli sulla stima della luminosità delle variabili, consultate "Il fascino delle stelle variabili" di Alan MacRobert.)

La vicina gamma Andromedae, di magnitudine 2,1, è l'ideale per una veloce comparazione. Per seguire Algol più da vicino, fate una stima visuale ogni mezz'ora per quante più ore possibili, intorno all'orario previsto dell'eclissi. Potete derivare l'orario di mezza eclissi da un grafico delle magnitudini che avete rilevato. Queste rilevazioni, servono come utile verifica dell'accuratezza delle previsioni. Quelle attualmente in Sky & Telescope sono derivate interamente dalle stime di astrofili.

A sinistra: (12K GIF) Carta stellare e curva di luce di Algol, stella binaria ad eclisse. Tutte le curve di luce in questo articolo sono ricavate da centinaia osservazioni ad occhio nudo dell'autore dal 1987-88. Ciascun punto è la media tra 7 ed 11 stime di luminosità effettuate in date differenti. Le stime sono state combinate assumendo che ciascun ciclo di luce si ripete a periodi costanti. Per chiarezza, i dati sono stati ripetuti per coprire più di un ciclo.

In alternativa, potete stimare la magnitudine della stella una o due volte a notte ed iniziare a farle più frequentemente se è chiaramente più debole del normale. Così facendo, osservandola nel 1987-88, ho ottenuto la curva di luce completa della stella. Mostra che le eclissi arrivano con un ritardo apprezzabile rispetto alle previsioni fate a suo tempo. La mia curva di luce contiene anche l'indicazione del minimo secondario, a metà strada tra le eclisi primarie che è solo di 0,05 magnitudini, e del quale ero completamente all'oscuro al tempo delle osservazioni.

Gli orari e le date in Tempo Universale delle diminuzioni di Algol per la stagione osservativa 1997-98 a cura di Alan MacRobert, sono sono on-line nell'articolo "Minimi of Algol."

Lambda Tauri, sulla schiena del Toro, è un'altra binaria ad eclisse tipo Algol anche se meno conosciuta per via della variazione inferiore di luminosità da 3,4 a 3,9 magnitudini. L'eclisse dura 14 ore, un tenpo troppo lungo per essere coperto da una singola notte ma sufficienti osservazioni causali basteranno a definirne bene la curva di luce. Il periodo (3,953 giorni) è di poco più breve di quattro giorni, quindi un'eclisse che iniziasse di sera, si ripeterà in quel periodo ogni quattro giorni per circa un mese.

A destra: (10K GIF) Carta stellare e curva di luce di lambda Tauri, una stella binaria ad eclisse.

Oltre al minimo primario, la mia curva di luce mostra un minimo secondario di 0,2 magnitudini. Come nel caso di Algol, c'è stata una variazione significativa tra le osservazioni e gli orari previsti dei minimi. Nelle pubblicazioni aggiornate come lo Sky Catalogue 2000.0, Volume 1 sono disponibili magnitudini fotoelettriche precise per il confronto.

Beta Lyrae è una binaria ad eclisse di tipo differente. E' bassa ad est-nord-est nelle mappe delle costellazioni su S&T di aprile e maggio. Le binarie tipo Algol, tra le eclissi appaiono quasi costanti perché la stella più luminosa della coppia è approssimativamente sferica. Le componenti di beta Lyrae, invece, sono così vicine che sono state distorte in ellissoidi dalle reciproche gravità. Nel corso della rivoluzione del sistema, ogni 12,94 giorni, osserviamo cambiamenti continui della curva di luce in tutte le fasi.

A sinistra: (8K GIF) Carta stellare e curva di luce di beta Lyrae, una stella binaria ad eclisse.

La variazione di luminosità viene definita da 3,3 a 4,4. La curva di luce principale ricavata dalle mie osservazioni mostra una variazione minore, in parte dovuta forse ad errori sistematici nelle osservazioni. Consultate il numero di S&T del giugno 1993, a pagina 72, e quello di giugno 1994, a pagina 72 per maggiori informazioni sull'osservazione di questa stella binaria dalla rapida evoluzione.

Delta Cephei è il prototipo delle variabili Cefeidi, una classe di stelle giganti che pulsano con periodi proporzionali alla loro luminosità. Questa relazione viene utilizzata dagli astronomi per determinare la luminosità, e quindi la distanza, delle Cefeidi in altre galassie. Le magnitudini di delta variano da 3,5 a 4,4 con un ciclo di 5,37 giorni. La diminuzione dal massimo al minimo è più lenta dell'aumento, che richiede meno di due giorni.

A destra: (12K GIF) Carta stellare e curva di luce di delta Cephei, il prototipo delle stelle variabili Cefeidi. A differenza delle binarie ad eclisse, queste stelle cambiano costantemente. Nella maggior parte dei casi, i loro periodi sono estremamente stabili.

Eta Aquilae, una Cefeide dell'estate e dell'autunno, molto simile a delta Cephei nella variazione di magnitudine, da 3,5 a 4,4 e nella forma generale della sua curva di luce. Il periodo però è di 7,18 giorni. A circa metà strada nella diminuzione, c'è un temporanea inversione di tendenza, visibile come un piccolo rilievo nella mia curva di luce.

A sinistra: (13K GIF) Carta stellare e curva di luce di eta Aquilae, una variabile Cefeide.

Zeta Geminorum è un'altra variabile Cefeide ma la sua curva di luce è più simmetrica delle due precedenti, con le fasi di diminuzione e di aumento che occupano ciascuna metà del periodo di 10-15 giorni. La variazione di magnitudine è da 3,6 a 4,2. Secondo la mie curve di luce, tutte e tre le cefeidi raggiungono la massima luminosità nei tempi previsti dal GCVS. Molte Cefeidi hanno periodi leggermente variabili ma le deviazioni dalle previsioni sono, generalmente, inferiori a quelle rilevabili nelle binarie ad eclissi.

A destra: (15K GIF) Carta stellare e curva di luce di zeta Geminorum, una stella variabile Cefeide.

Tra le variabili visibili ad occhio nudo, ci sono diverse stelle giganti o supergiganti rosse che cambiano irregolarmente o semi-irregolarmente, con transienti o periodicità molteplici. Mu Cephei (magnitudine 3,4-5,1, periodi 2 e 12 anni) e alfa Herculis (2,7-4,0 con cicli approssimativi di circa 100 giorni e 6 anni) mostra notevoli variazioni se pazientemente osservate per lungo tempo. Eta Geminorum è una stella variabile la cui componente luminosa è una gigante rossa semiregolare. La maggior parte del tempo varia solo leggermente dalla magnitudine 3,2 ma ogni 8,4 anni questa viene eclissata dalla stella compagna, provocando la caduta della luminosità del sistema a circa 4,0 magnitudini. La prossima di queste eclissi è attesa per l'autunno e l'inverno del 2002-2003.

Quando arriviamo alle stelle pulsanti giganti, è difficile tralasciare Mira, ovvero omicron Ceti. Con una declinazione di -3° non sembra proprio coincidere con il nostro criterio di definizione dell'emisfero celeste nord ma questo non dovrebbe preoccuparci molto. Mira ha avuto un massimo di luminosità inusuale nell'inverno del 1996-97. Solitamente, al massimo del ciclo Mira raggiunge la magnitudine 3,4 ma all'inizio del febbraio 1997 sfondò questa barriera e si portò sino a magnitudine 2,5 restandoci per tutto il resto del mese.

A sinistra: (11K gif) Con un binocolo, ed a volte anche ad occhio nudo, Mira è un bersaglio facile da inquadrare. Si trova a circa 10° a sud-ovest della testa della Balena a 2h 19,3m in ascensione retta e -2° 59' in declinazione (coordinate riferite al 2000.0). Si ringrazia l'American Association of Variable Star Observers per le magnitudini delle stelle di confronto, approssimate al decimale più vicino e con quest'ultimi omessi per evitare confusione con stelle deboli.

Mira è la più luminosa delle rosse variabili a lungo periodo e (escludendo ancora nove e supernove), presenta i cambiamenti più radicali che possano essere osservati ad occhio nudo esternamente al Sistema Solare. Il periodo di 332 giorni del ciclo significa che il massimo arriva ogni anno con un mese di anticipo ma la data, come il massimo della luminosità, non è mai prevedibile con esattezza. Per maggiori informazioni su questa stella, consultate l'articolo "Osserva Mira!"

La stella calda instabile gamma Cassiopeiae è bassa sull'orizzonte a nord della nostra mappa. Precedentemente di magnitudine 2.,5, nel 1937 è salita a 1,6 per molti mesi quando espulse un guscio di gas. La forma familiare della W di Cassiopea apparve allora notevolmente diversa. Dopo essere scesa alla 3° magnitudine nel 1940, la gamma lentamente si riportò a 2,2 dal 1966. Da allora, ha mostrato piccoli cambiamenti visibili, ma nessuno è in grado di prevedere quando farà di nuovo i capricci.

L'American Association of Variable Star Observers (AAVSO) tiene tutte queste stelle sotto osservazione ma stime isolate di Algol e lambda Tauri effettuate ad intervalli casuali hanno poco valore. Per queste sistemi ad eclisse, l'AAVSO preferisce ricevere serie di stime effettuate nel corso di un'eclisse, in cui gli orarii dei minimi possano essere determinati. Nel caso di lambda Tauri, le sue lunghe eclissi comportano l'osservazione della diminuzione verso l'eclissi in un'occasione e l'aumento successivo da un'altra eclissi in una notte diversa. Se il periodo della stella è ben conosciuto, diverse osservazioni notturne possono essere combinate in un singolo grafico. Per maggiori informazioni, carte stellari e tecniche di osservazione, contattate l'AAVSO a 25 Birch St., Cambridge, MA 02138 (http://www.aavso.org/).

La maggior parte delle stelle variabili luminose visibili ad occhio nudo ha modesti cambiamenti di magnitudine pertanto nelle stime è richiesta molta precisione. Soprattutto, evitate di usare stelle di confronto le cui altezze sull'orizzonte differiscano di molto da quelle delle variabili, per evitare che vengano osservate attraverso strati atmosferici di diverso spessore. Se le circostanze lo impedissero, applicate a ciascuna la correzione per l'estinzione atmosferica.

A destra: (12K GIF) I cambiamenti nella curva di luce di Betelgeuse da settembre 1988 a gennaio 1997, dalle osservazioni effettuate con sensori fotoelettrici da Kevin Krisciunas a Mauna Kea, Hawaii e Ken Luedeke ad Albuquerque, New Mexico. Si ringrazia Krisciunas per i dati.

Queste correzioni sono particolarmente importanti per Betelgeuse, alfa Orionis, la variabile più luminosa di tutte. Diminuisce ed aumenta lentamente ed in modo semi-regolare con un periodo stimato in circa sei anni. Negli ultimi anni, la sua magnitudine visuale è variata da circa +0,3 magnitudini (tardo inverno del 1988 ed all'inizio dell'inverno 1990-1991) indebolendosi sino a +0,9 (tardo inverno del 1989 e del 1993 ed inizio primavera del 1995). Quanti astrofili sanno che Betelgeuse può diventare luminosa quasi quanto Rigel o debole quanto Aldebaran?

Da lungo tempo un leader nell'astronomia delle stelle variabili, John Isles può essere contattato all'indirizzo 11105 Tremont Lane, Plymouth, MI 48170 o via e-mail al'indirizzo: jisles@voyager.net.