Amici della Scienza

Betelgeuse tornerà a splendere?

Il 1 ° febbraio 2020; 23:20   Edward F. Guinan e Richard J. Wasatonic (Università di Villanova)  pubblica il seguente

Aggiornamento su Betelgeuse

Forniamo un breve aggiornamento sull’attenuazione in corso senza precedenti di Betelgeuse supergiante rossa. La banda V, il TiO Wing e la fotometria near-IR continuano. Questa fotometria è ora accompagnata da frequenti bande fotoelettriche a V e osservazioni visive condotte da osservatori AAVSO (vedi: www.aavso.org).

Diamo un aggiornamento sul comportamento recente della stella e correggiamo anche un errore nel nostro precedente telegramma (ATel # 13410 ). Anche se la riduzione della luminosità sembra essere rallentata, la nostra osservazione più recente il 30.15 UT, gennaio 2020 è V = +1.614 +/- 0.012 mag. La media delle nostre ultime tre misure nei precedenti 10 giorni è= +1,58 mag.

betelgeuse
Betelgeuse

Le nostre misure V-mag sono in ottimo accordo con i corrispondenti valori rilevati dagli osservatori AAVSO. Betelgeuse è ora ~ 1.0 mag più debole rispetto alle osservazioni fatte all’inizio della stagione di osservazione 2019/20 durante settembre.

Come discusso nei precedenti telegrammi, la Wing TiO e la fotometria near-IR restituiscono le misure della temperatura della stella (T) dalla caratteristica della testa a banda TiO 719-nm relativa al continuum di riferimento vicino (il filtro B Wing a 752 nm).

Il filtro della banda C Wing (1024-nm) è centrato su una regione spettrale (principalmente) libera da linee vicino al picco della distribuzione spettrale di energia della stella M (vedi Wing 1992: JAAVSO 21, 42). Le osservazioni in banda C dell’ala servono come proxy per le magnitudini bolometriche apparenti (m-bol) da cui si può stimare la luminosità della stella (L).

Le analisi della Wing ABC aggiornata misurano le stime di ritorno di Teff (T) e Luminosità (L). I valori medi recenti (T ‘, L’, R ‘) sono stati calcolati dalle osservazioni fatte durante gli ultimi 10 giorni di gennaio 2020. Questi sono confrontati con le misure di settembre 2019 (L, T, R) fatte durante il massimo luce locale . Il raggio della stella (R) è stimato da L = 4 pi R ^ 2 -sigma T ^ 4.

Correggendo l’errore nel nostro ATel precedente (grazie a George Cooper per averlo sottolineato), la variazione del raggio R ‘/ R viene calcolata da R’ / R = [(L ‘/ L) / (T’ / T) ^ 4 ] ^ 0.25. L’adozione di T ‘/ T = (3565 K / 3650 K) e L’ / L = 0,77, indica una riduzione del raggio apparente di R ‘/ R ~ 0,92 da settembre 2019. Ma come avvertenza, questa stima è basata su bolometria e presuppone che le modifiche abbiano origine da una stella sfericamente simmetrica.

I cambiamenti di luce potrebbero anche derivare da cambiamenti nella polvere circumstellare e / o variazioni nelle regioni localizzate luminose o scure sulla stella. Adottando una determinazione più raffinata del periodo dominante (probabile pulsazione) di P = 430 giorni, la luminosità minima è prevista per il 21 (+/- 7 g) febbraio 2020.

Adottando una determinazione più raffinata del periodo dominante (probabile pulsazione) di P = 430 giorni, la luminosità minima è prevista per il 21 (+/- 7 g) febbraio 2020.

Stiamo preparando un documento su questi risultati per la pubblicazione. Adottando una determinazione più raffinata del periodo dominante (probabile pulsazione) di P = 430 giorni, la luminosità minima è prevista per il 21 (+/- 7 g) febbraio 2020.

Le osservazioni fotometriche più recenti indicano che Betelgeuse è attualmente al minimo di luminosità e di temperatura nelle misure effettuate negli ultimi 25 anni di fotometria. Le osservazioni fatte nelle ultime settimane indicano che l’attuale attenuazione potrebbe rallentare.

Betelgeuse tornerà a splendere

Sembra finita la fase di minimo di luminosità di Betelgeuse, che aveva raggiunto livelli molto più marcati del solito e aveva perciò fatto pensare a un imminente evento di supernova.

Per l’astronomo sudcoreano Bum-Suk Yeom «È sempre più improbabile che Betelgeuse possa diventare una supernova in breve tempo: la supergigante rossa sembra infatti avere interrotto la progressiva riduzione di luminosità che aveva mostrato nei mesi e nelle settimane scorse, e sta tornando alla normalità».

Yoem lo ha dimostrato affidando all’American Association of Variable Star Observers (AAVSO) i risultati delle sue osservazioni, ossia l’andamento della curva di luce della stella durante le ultime settimane e fino a questi giorni. L’analisi dei dati rivela che Betelgeuse, la spalla della costellazione di Orione, ha raggiunto la sua luminosità minima tra il 12 e il 14 febbraio, e ora sta lentamente ritornando alla luminosità di alcuni mesi or sono.

Questo andamento era stato previsto in modo alquanto preciso da due astronomi dell’università di Villanova (USA), Edward Guinan e Richard Wasatonic, i quali avevano sostenuto che la ripresa sarebbe stata evidentissima a partire dal 21 febbraio, fatto che sta avverandosi. Cerchiamo allora di capire che cosa è accaduto prima e qual è la spiegazione dei due astronomi.

Spiega Guinan che «le misurazioni degli ultimi mesi avevano visto la luminosità di Betelgeuse variare la propria Magnitudine di 1,66, la più forte mai registrata da 25 anni a questa parte». La Magnitudine di una stella è una misura della sua luminosità, e quanto più il valore è basso tanto più l’astro è luminoso: per avere un termine di paragone, il Sole ha una Magnitudine di -26,74, quella della Luna piena di -12,74, quella di Venere è -4,47 e quella di Betelgeuse (prima del suo indebolimento) di 0,42 (ultimamente era salita a 1,7).

«Betelgeuse è una supergigante rossa altamente evoluta», aggiunge Guinan: «è un tipo di stella che potrebbe collassare ed esplodere in qualunque momento. Di primo acchito la riduzione di luminosità faceva pensare che l’astro avesse ridotto al 92 per cento il suo diametro, e che a ciò avrebbe potuto seguire una violenta esplosione.

Ma questa non era l’unica possibilità: la riduzione di luminosità poteva essere causata da una nube di polvere che l’aveva avvolta, o da altri fenomeni sconosciuti. Ma c’è un fatto da ricordare: Betelgeuse è anche una stella variabile, le cui pulsazioni hanno periodi diversi. Una delle più importanti ha una durata di 430 giorni e, dai calcoli, sarebbe terminata il 21 febbraio.»

Secondo Guinan, se la riduzione di luminosità fosse stata legata a questo ciclo si sarebbe presto invertito il fenomeno, ed è esattamente ciò che è successo, perfettamente in linea con i calcoli. Guinan sottolinea però un fatto: «Nel passato la diminuzione di luminosità non aveva quasi mai superato lo 0,9 di Magnitudine, adesso invece è arrivata a 1,6-1,7: significa che comunque è successo qualcosa di importante che dobbiamo comprendere».
Al momento nessuno è in grado di formulare ipotesi e, rispetto alla variabilità registrata, i due astronomi si sono dati l’obiettivo di monitorare con attenzione Betelgeuse, per avere la certezza assoluta che stia realmente tornando alla sua luminosità più elevata.

Stelle variabili: cosa sono?

Le stelle variabili (ovvero che variano di luminosita’  nel tempo) si possono suddividere principalmente in due tipi:  stelle variabili estrinseche  e stelle variabili intrinseche. Le stelle variabili estrinseche sono quelle in  cui la variabilità  luminosa (vista dalla terra)  è dovuta al fatto che la stella che noi osserviamo  in effetti non e’ una singola stella, ma sono due  o piu astri  che ruotando intorno al centro di massa comune, si eclissano vicendevolmente, provocando l’apparente calo o aumento di luminosita’, e’ possibile vedere l’eclissamento delle stelle solo se il loro piano coincide con quello visuale terrestre.

Per le variabili intrinseche, le variazioni di luminosità sono dovute a modificazioni delle caratteristiche interne proprie della stella, che portano a pulsazioni radiali e non radiali dell’astro.  Da questa principale suddivisione derivano molte specie di variabili (soprattutto tra le intrinseche, cfr AAVSO http://www.aavso.org/types-variables).

Cefeidi
Cefeidi

Le curve di luce delle variabili (ma non solo delle variabili, ad esempio anche per la determinazione del periodo di rotazione sinodico degli asteroidi) si determinano eseguendo ogni notte un numero sufficiente di immagini.

Personalmente, in funzione  anche della luminosita’ dell’oggetto o se si tratta di asteroidi anche del loro moto, eseguo tra le 100 e 300 immagini (durante 5 o 6 ore di osservazioni continue),  che elaboro successivamente con il software MPO Canopus (ovviamente e’ possibile anche con altri software, come ad esempio Iris), ricavando un grafico dove in ascissa abbiamo il tempo, ed in ordinata la magnitudine dell’oggetto.

Di seguito le variabili che ho  scoperto,  pubblicate e catalogate nel VSX della AAVSO  (American Association of Variable Star Observers  www.aavso.org)

Variabili intrinseche

I principali sottogruppi delle variabili intrinseche sono le variabili pulsanti, quelle eruttive e quelle cataclismatiche. Una stella pulsante è una stella che ritmicamente espande e diminuisce il suo raggio.

La pulsazione avviene per lo più in periodi regolari, ma a volte in periodi semiregolari o, più raramente, in modo irregolare. Con la modificazione delle dimensioni del raggio cambiano solitamente anche la magnitudine e lo spettro della stella. I tipi di variabili pulsanti più importanti sono i seguenti:

  • Le variabili cefeidi, che hanno periodi relativamente brevi (da giorni a mesi) e un ciclo di luminosità molto regolare.
  • Le variabili a lungo periodo, il cui periodo è più lungo, nell’ordine di un anno, e meno regolare.
  • Le stelle azzurre con spettro variabile, stelle di tipo O o B che presentano piccole variazioni di luminosità in periodi brevi.
  • Le variabili RV Tauri, stelle supergiganti che con il cambiare della loro luminosità modificano la loro classe spettrale da F o G al loro massimo a K o M al loro minimo.
  • Le variabili Alfa Cygni, supergiganti bianche, la cui luminosità varia di 0,1 magnitudini circa in molti periodi sovrapposti.
  • Le nane bianche pulsanti, nane bianche la cui luminosità varia a causa della propagazione di onde gravitazionali.

Betelgeuse è una pulsante semiregolare

T Tauri
Animazione del super-brillamento avvenuto nel 2000 nel sistema stellare di XZ Tauri, formato da due variabili eruttive T Tauri.

Le variabili semiregolari sono stelle giganti o supergiganti appartenenti alle classi spettrali intermedie che esibiscono una considerevole periodicità nei loro cambiamenti di luminosità, accompagnata o a volte interrotta da varie irregolarità. I periodi vanno da 2 a 2000 giorni circa, mentre la forma della curva di luce può essere abbastanza differente da ciclo a ciclo.

Nel caso di Betelgeuse il periodo è di 2070-2355 giorni. L’ampiezza della variazione può variare da pochi centesimi di magnitudine a parecchie magnitudini, ma è solitamente di 1 o 2 magnitudini nella banda del visibile. Un esempio di variabile semiregolare è Betelgeuse, la cui magnitudine apparente varia da 0,2 a 1,2.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1.  American Association of Variable Star Observers (AAVSO) https://www.aavso.org/
  2. The astronomer’s telegram – http://www.astronomerstelegram.org/?read=13439
  3. Amici ddella Scienza – https://www.focusuniverse.com/quando-betelgeuse-esplodera-che-aspetto-avra/
  4. Gary Good, Observing Variable Stars, Londra, Springer, 2003, ISBN 978-1-85233-498-7.
  5. John R. Percy, Understanding Variable Stars, Cambridge, Cambridge University Press, 2007, ISBN 978-0-521-23253-1
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