Se fosse alla stessa distanza di Betelgeuse e Antares, RW Cephei le farebbe impallidire entrambe e sarebbe una delle stelle più luminose di tutto il cielo. Non è infatti una supergigante rossa, ma nientemeno che un’ipergigante arancione appartenente alla classe delle stelle variabili pulsanti semiregolari. Per osservarla abbiamo bisogno almeno di un binocolo poiché è oltre la soglia di visibilità a occhio nudo. Da qualche anno la stella è ancora più debole, in quello che si suole chiamare profondo minimo fotometrico, con molte analogie all’oscuramento sperimentato da Betelgeuse tra fine 2019 e inizio 2020.
Per indagare l’oscuramento di RW Cep, un gruppo internazionale di astronomi, guidati da Narsireddy Anugu, ha eseguito osservazioni con la Georgia State University Center for High Angular Resolution Astronomy Array(CHARA) presso l’Osservatorio di Monte Wilson. Le osservazioni interferometriche e le immagini derivate dai dati hanno permesso di risolvere per la prima volta la fotosfera della ipergigante e coglierne alcuni interessanti dettagli.
(Figura tratta da Anugu et al. 2023)
Misure incerte
La massa e la distanza di RW Cep non sono conosciute con precisione. Gli astronomi stimano la stella di circa 40 masse solari, quindi il suo destino è di esplodere come supernova entro un tempo piuttosto breve. Le osservazioni spettroscopiche rivelano che la stella è mutata in circa 80 anni, passando dalla classe G8 all’attuale M0. Questo è sintomatico di sostanziali cambiamenti nella fisica stellare ed è probabile che l’attuale oscuramento rientri in tale particolare fase.
La stella è ritenuta essere un membro dell’associazione Cep OB1 a una distanza di 3,4 kpc (circa 11mila anni luce), forse appartenente all’ammasso aperto Berkeley 94 a 3,9. Queste stime concordano con la distanza in Gaia DR2 di 3,4 kpc, ma significativamente inferiori al valore più recente nell’EDR3 di 6,7 kpc. Quest’ultima distanza collocherebbe RW Cep addirittura all’esterno della Via Lattea. La discrepanza è attribuita alla particolare situazione della stella, tuttavia non può essere rigettata a priori, perciò gli autori nello studio considerano l’intervallo 3,4/6,7 kpc. Adottando il diametro angolare misurato in 2,45 milliarcosecondi (mas), il raggio stellare è raggiunge l’impressionante valore di 900–1760 volte quello solare, cioè tra 4.2 e 8.2 Unità astronomiche. Questi valori, anche nel limite inferiore, collocano RW Cephei tra le più grandi stelle conosciute nella Via Lattea.
Gusci di polveri
Le dimensioni della stella variano in base alla lunghezza d’onda, così come la sua forma. Le differenze sono attribuibili alla differente composizione e struttura della sua atmosfera. Ad esempio lastella è del 27% più grande nei canali superiori a λ > 2,3 µm. Questo intervallo spettrale corrisponde a quello in cui le transizioni di CO sono più forti e dovrebbe prodursi nei livelli più alti dell’atmosfera stellare. In banda H e K, la stella assume una forma piuttosto lontana da quella sferica, in pratica a forma di scatola.
Le caratteristiche più sorprendenti nelle immagini ricostruite sono le grandi variazioni di luminosità attraverso l’emisfero visibile della stella. La distribuzione del flusso superficiale è asimmetrica con una regione luminosa spostata dal centro e una zona più scura verso il lato occidentale. La zona più scura è leggermente più prominente nelle immagini in banda K e il contrasto tra zone scure e luminose può indicare che la regione più scura è correlata alla fredda polvere circumstellare.
Il calo di luminosità è più marcato nel Visibile rispetto all’Infrarosso, questo suggerisce la presenza di polveri nei pressi della fotosfera stellare. Gli autori ritengono che anche l’apparente asimmetria del disco stellare osservata nelle immagini interferometriche sia correlata a questa componente della polvere circumstellare. Con ogni probabilità, RW Cephei è andata soggetta a un evento di espulsione di massa superficiale analogo a quello occorso a Betelgeuse con qualche differenza.
Espulsioni di massa
Il Grande Oscuramento di RW Cephei potrebbe essere l’ultimo di una serie di espulsioni di massa durante il secolo scorso. Un recente studio ne aveva già evidenziato l’eccesso infrarosso dovuto alla presenza di polveri circumstellari con picchi nell’intervallo 5-12 µm un secondo oltre i 20 µm (Jones et al. 2023). Questi picchi sono attribuibili alla presenza di gusci a temperature rispettivamente di 250 K e 100 K. Pertanto, l’attuale calo di brillanza in Visuale potrebbe essere l’ultimo dei continui episodi di espulsione di massa e formazione di polvere con oscuramento parziale del disco risolto della stella.
L’aspetto generale delle immagini in banda H e K di RW Cep è simile alle immagini realizzate durante il grande oscuramento di Betelgeuse che attribuiscono alla formazione della polvere a un’espulsione di massa dalla stella. Anche l’oscuramento di RW Cep è simile in ampiezza e arrossamento a quello osservato per Betelgeuse. Queste analogie suggeriscono che sulle due stelle abbia agito un meccanismo del tutto analogo.
Il minimo dopo un massimo
Gli autori notano come RW Cephei abbia raggiunto un massimo di luminosità nel novembre 2019, iniziando un deciso declino sino all’attuale minimo nel 2022 e ancora in corso. Il picco di luminosità può essere correlato a un episodio di risalita convettiva di materiale dall’interno della stella con conseguente espulsione di massa superficiale. Quel materiale, raffreddandosi, si è condensato in polveri opache che stanno agendo da filtro alla luce della stella nella parte occidentale.
La durata di tali eventi di oscuramento può variare con le dimensioni stellari e delle nuvole di polvere, in modo che la scala temporale vada da circa un anno nella “piccola” Betelgeuse, alcuni anni per RW Cep, sino a decenni per stelle come VY Canis Majoris.
