"MIRFAK E PERSEUS OB3" / "MIRFAK AND PERSEUS OB3"

L’osservatore - o, se vogliamo, lo “stagazer” - che nelle serate autunnali volge lo sguardo al settore orientale del cielo noterà facilmente la presenza di cinque luminose stelle di seconda grandezza disposte a formare una lunga scia, ampia oltre 60°, che partendo dalle stelle di Pegaso e lungo quelle di Andromeda va idealmente ad agganciare il settore propriamente “autunnale” della Via Lattea, trascinandola quasi verso lo zenith. A fare da uncino è proprio l’ultimo di questi cinque fari cosmici, situato proprio al di sotto dell’appariscente W di Cassiopea, immerso in uno dei settori più appariscenti della scia celeste, crocevia di altre due catene di stelle nella cui disposizione l'astronomo alessandrino Tolomeo vide la figura del mitico Perseo. Parliamo ovviamente di Mirfak, il cui nome presso le antiche tribù arabe identificava “il gomito” dell’eroe che era riuscito a tagliare la testa di un demone, ovvia reinterpretazione del ben più antico mito di Perseo e Medusa. Questa stella è anche conosciuta col nome di Algenib, “il lato” o “il fianco” dell’eroe, in evidente riferimento a come questo era immaginato, visto di tre quarti.

Essendo Mirfak la stella più brillante della costellazione di Perseo, proprio per tale motivo l'astronomo tedesco Bayer le attribuì la prima lettera dell’alfabeto greco nella sua sistematica catalogazione delle stelle seguendo l'ordine di luminosità; splendendo di magnitudine 1,79 essa si colloca al trentatreesimo posto nella lista delle stelle più luminose di entrambi gli emisferi celesti.

SUPERGIGANTE GIALLA

Osservandola ad occhio nudo, e ancora meglio al binocolo, non è difficile rendersi conto della sua colorazione bianco-giallognola, in netto contrasto con quella tipicamente azzurrina di un nutrito gruppo di stelle che la circonda, sulle quali torneremo tra un po; tale sfumatura è propria del tipo spettrale F5 “Ib” cui appartiene, tipica di una temperatura superficiale dell’ordine dei 6600 K.

Il suffisso “Ib” è relativo alla cosiddetta “classificazione spettrale di Yerkes”, detta anche MKK (dalle iniziali degli astronomi Morgan, Keenan e Kellman che la idearono nei primi anni ‘40 del secolo scorso). A differenza del classico sistema di Harward, che mette in relazione temperatura e luminosità, l’MKK lega alla temperatura delle stelle la loro gravità superficiale. Infatti, poiché il raggio di una stella gigante è molto più grande di quello di una nana, a parità di masse la gravità superficiale di una stella gigante - nonché la densità del gas nell’atmosfera - sono minori rispetto a quelle della nana; misurando proprio l’intensità delle righe spettrali, indice reale della densità dell’astro, è quindi possibile risalire alla sua luminosità. In altre parole, righe spettrali strette ed affusolate, soprattutto quelle di alcuni metalli quali Ferro (Fe) e Calcio (Ca) come quelle presenti nell’atmosfera di Mirfak, sono indice della bassa gravità superficiale della stella, parametro che induce quindi a determinare come enormi le dimensioni di α Persei; al contrario, per stelle più piccole e quindi dense, la gravità alla superficie è maggiore, fattore che porta la stella ad esibire un maggiore allargamento delle righe spettrali. La classificazione MKK presenta sette cosiddette “classi di luminosità”, ordinate secondo numeri romani da I a VII per i quali, all’aumentare del valore, corrisponde una diminuzione della luminosità intrinseca della stella; ecco che le supergiganti vengono divise in due sottogruppi: Ia (le più luminose) e Ib (meno luminose), quest’ultimo proprio quello cui appartiene Mirfak.

Nonostante numerose misurazioni eseguite nel corso di lunghi anni, l’angolo di parallasse di α Persei è risultato troppo piccolo da poter percepire; per misurarne la distanza è stato impiegato quindi il metodo della parallasse spettroscopica. Derivando la luminosità assoluta della stella dal suo diagramma H-R e nota quella apparente, la distanza è quindi facilmente reperibile dalla legge dell'inverso del quadrato, valore che per Mirfak corrisponde a circa 590 anni-luce: in altre parole, fosse idealmente lontana una decina di parsec (30 anni-luce), la luminosità di Mirfak equivarrebbe a quella di Venere al massimo del suo splendore! La luminosità intrinseca, in relazione alla temperatura, è inoltre utile per calcolare il raggio, che risulta essere 63 volte quello solare, stabilendo, quindi, il suo potere emissivo a ben 5500 volte quello della nostra stella! Per tale motivo Mirfak è quindi classificata come “supergigante gialla dalla luminosità poco meno che straordinaria”; le note Canopo (α Carinae) e Wezen (δ Canis Majoris), ad esempio, sono anch’esse di tipo spettrale F5 ma rientrano nel rango superiore delle “Ia”, con intensità decine di migliaia di volte maggiore, ben più estreme.

L'ASSOCIAZIONE STELLARE PERSEUS OB3

Ad ogni modo Mirfak sembra essere l’unica supergigante gialla (tenendo presente che non sono tante quelle note) che risulta correlata ad un gruppo stellare, il cosiddetto “Ammasso di α Persei”, presente con la sigla 20 nel famoso catalogo ammassi stellari compilato nel 1915 dal francese Melotte. La sua luminosità apparente sembra variare di pochi centesimi di grandezza, tanto da essere ritenuta una “sospetta” variabile; ben più interessante sembra però essere la sua velocità radiale, che evidenzia lievi variazioni in due periodi distinti, di circa 87 e 9,8 giorni, forse riconducibili a reali pulsazioni dell’astro. La cosa non è provata ma, ma nel caso le variazioni della velocità radiale derivassero realmente da reali pulsazioni radiali, allora Mirfak potrebbe rappresentare un caso alquanto peculiare di una stella che subisce pulsazioni tipiche delle Cefeidi pur trovandosi appena fuori della loro caratteristica “fascia di instabilità”; è evidente che questa supergigante gialla si trova attualmente in una fase delicata della sua evoluzione, relazionata alla sua enorme massa 11 volte quella solare; nata come una luminosa stella azzurra, l’elevata emissione di energia ne ha accelerato il processo evolutivo, esaurendone le riserve di idrogeno e portandola a divenire una supergigante gialla, fase nella quale resterà relativamente poco per poi spostarsi la zona delle giganti rosse; con ogni probabilità, una volta uscita dalla sequenza principale, i valori di raggio e massa di α Persei hanno portato la stessa a subire gli effetti dell’instabilità, cominciando a pulsare e cercando continuamente di mantenere l’equilibrio in una condizione intermedia.

Allorché l’ammasso di α Persei transita allo zenith, esso appare in tutta la sua magnificenza, tanto da ricordare molto le Iadi o l'ammasso della Chioma. Molte delle sue componenti sono stelle di quarta e quinta magnitudine, discernibili già ad occhio nudo a patto di condizioni discrete di seeing e oscurità; il gruppo si estende per quasi 4° in una delle zone più dense e luminose della Via Lattea, con decine di stelle più deboli stagliate sullo sfondo. Venne per osservato per la prima volta dall’astronomo italiano Hodierna, che lo incluse nel primo catalogo di oggetti celesti redatto nella storia, il “De Admirandis Coeli Characteribus”, edito nel 1654. Alcuni studi relativi al moto proprio e alle velocità permisero di stabilire che le componenti erano gravitazionalmente legate tra loro, proprio come la ben più nota “corrente dell’Orsa Maggiore; come essa, Mel 20 è quindi un gruppo di stelle in movimento originate dalla stessa massa nebulare, che continuano a muoversi assieme nello spazio, avvicinandosi verso il Sole alla velocità di 2 chilometri al secondo.

Recenti studi eseguiti sui dati forniti dal satellite Tycho hanno permesso di identificare come appartenenti a tale gruppo circa 140 stelle con magnitudini comprese fino all’11ma, quella delle componenti più deboli; circa il 70% di esse giace nella parte centrale mentre il restante 30% nella periferia. In tutto, una sessantina circa quelle più luminose della decima magnitudine. Tenendo conto della distanza e dell’estensione apparente sulla volta celeste, è stato calcolato che il reale diametro dell’ammasso è di circa 87 anni luce! A parte Mirfak e l’arancione σ Persei (quest’ultima non una reale componente del gruppo), il resto delle componenti sono caratterizzate dalle medesime caratteristiche fisiche tra le quali spicca la marcata colorazione azzurrina, indice di altissime temperature superficiali; tali prerogative fanno di Mel 20 non un normale ammasso aperto come i tanti sparsi nel disco galattico quanto una “Associazione di tipo OB”, sparse anche queste qua e la nei bracci a spirale della Via Lattea; in particolare, quello attorno di Mirfak è noto come Associazione Perseus OB3. Una delle principali caratteristiche di tali associazioni è la loro esigua densità, generalmente ridotta a una sola stella ogni 100 parsec cubici, valore piccolo quando comparato a quella degli ammassi aperti, che possono arrivare a misurare anche un centinaio di stelle per parsec cubico! Osservando il loro diagramma H-R, in particolare dove si ferma la sequenza principale, è possibile in base alla teoria dell’evoluzione stellare ricavare l’età dell’associazione, stimata in circa 50 milioni di anni; stelle molto giovani, quindi.

AL CENTRO DELLA FASCIA

Perseus OB3 ha la particolarità di essere al centro di importanti eventi passati che ebbero luogo nel braccio galattico di Orione, entro il quale è situato anche il Sole. Secondo alcune teorie infatti, il passaggio di nubi di polvere e gas, o più probabilmente di una piccola galassia satellite inglobata dalla Via Lattea, avrebbe generato le stelle massicce dell’Associazione nota come Cassiopeia-Taurus OB, della quale oggi non restano che pochissimi membri sparsi su un’area maggiore di 100° sulla volta celeste. Quasi tutte le stelle di questa associazione, con i loro intensissimi venti stellari prima e deflagrando come supernovae in seguito, crearono delle enormi “bolle”di gas caldo in espansione. Circa una cinquantina di milioni di anni fa queste entrarono a contatto con altre bolle di idrogeno, da una parte, con un’altra proveniente dalle Vele e che portò a generare le supergiganti azzurre di Orione; dall’altra invece, dallo scontro con dense nubi di polvere presenti nella zona di Antares, si formarono la ben note associazioni OB Scorpius-Centaurus. E così molte altre ancora, lungo una sorta di anello del diametro di oltre 3000 anni-luce, notato per la prima volta nel 1879 dall’astronomo Gould, da cui prende il nome. Col tempo, l’enorme associazione OB Cassiopeia-Taurus andò alla deriva disperdendo le sue componenti nel braccio di Orione; al centro di questa grande associazione stellare, residuo di una incredibile storia che coinvolge tutto il “vicinato” locale stellare, rimase solo un piccolo gruppo, dominato da una gigante azzurra molto più luminosa e massiccia delle altre: Mirfak.

Ma anch’essa e tutte le altre componenti di Perseus OB3 tenderanno, col tempo, a disperdersi; causa la poca compattezza del gruppo infatti, le reciproche forze gravitazionali non riusciranno a vincere l’azione disgregatrice della rotazione differenziale galattica. Non è dato sapere tra quanto tempo Perseus OB3 perderà la sua natura di associazione stellare, ma essendo queste dinamicamente instabili ciò dovrebbe avvenire in tempi astronomici relativamente brevi; l’unica cosa che già oggi possiamo ragionevolmente stabilire è che con grande probabilità i nostri lontani posteri vedranno un giorno accendersi una nuova luminosissima supernova laddove una volta raggiava la giallognola Mirfak, a rinnovare quel ciclo continuo che genera nuove stelle, elementi, vita e morte.

The skygazer that in the autumn evenings stares at the eastern area of the sky, far off of light pollution, will certainly notice five bright stars of second magnitude arranged to form a long chain, larger than 60°. Starting from the stars of Pegasus and Andromeda, this path goes ahead north-east to link the Milky Way, almost dragging it toward the zenith; as a hook, the last one of those five cosmic lights, that one located just below that famous "W" of the Cassiopeia constellation, a star that is deep immersed in one of the most beautiful sight of the Milky Way. Such a bright star makes as a meeting-point of two others star chains, in which the astronomer Ptolemy saw the figure of the mythical Perseus. We're just talking about Mirfak, whose name among the ancient Arabs identified the "elbow" of a hero who had managed to cut off the head of a demon – an obvious reinterpretation of the much more ancient myth of Perseus and Medusa; this star is also known as Algenib, the "side" of the hero, as it was imagined to be seen.

Mirfak is the brightest star in Perseus and for this reason the astronomer Bayer attributed to it the first letter of the greek in his systematic cataloging about brightness; shining at magnitude 1,79 it lies at the thirty-third place in the list of the brightest stars of both the celestial hemispheres.

A YELLOW SUPERGIANT

Observing it simply with the naked eye or by binoculars, it is not difficult to notice its yellowish-white color, in a stark contrast to the typically pale blue of a large group of stars that surrounds it, on which we shall tell later; ita color is typical of spectral class F5 (Ib) which it belongs, typical of a surface temperature of the order of 6600 K. The strange suffix "Ib" is related to the so-called "Yerkes spectral classification", also called "MKK" (taking the initials of astronomers Morgan, Keenan and Kellman that created in the early 40's of the last century). Differentiating by the classic system of Harvard - that relates temperature and brightness - the MKK system links a star's surface gravity to its temperature.

By the fact that the radius of a giant star is much larger than a dwarf's one, for equal masses surface gravity of a giant star - as well as the density of the gas in the atmosphere - are lower than those of a dwarf one; measuring with accuracy the spectral lines intensity (that is the real index of the density of the star) it is then possible to determine ita brightness. In other words, narrow and tapered spectral lines, especially those of metals such as iron and calcium and even those present in the atmosphere of Mirfak, are index of the lower star's surface gravity; so this parameter leads to determine that the size of Alpha Persei is very gigantic; on the contrary, for smaller thus dense stars, the gravity at the surface is greater, that leads them to exhibit a greater enlargement of their spectral lines. The MKK classification has got seven of the so-called "luminosity classes", all sorted by Roman numerals from I to VII; the further the value increases, the intrinsic brightness of the star decreases. In such a system, supergiants stars are divided into two subgroups: Ia (those brightests) and Ib (less luminous): to the latter, Mirfak belongs.

At every measure taken in past-times, Alpha Persei's parallax angle was ever too small and so the parallax measurements method just failed; in order to measure its distance, then the spectroscopic parallax method was used. Once note its apparent magnitude and deriving the star's absolute brightness from its HR diagram, thus the distance is easily found by the inverse-square law: for Mirfak, the found out value corresponds to about 590 light-years; in other words, if Mirfak was far ideally a dozen Parsec (30 light-years), its brightness would be just the same as Venus at its peak! The intrinsic brightness, depending on the temperature, it is also useful to calculate the star's radius, which turns out to be 63 times that of the Sun and thus establishing his well-emissive power 5500 times that of our own star! For this reason Mirfak is therefore classified as a "yellow supergiant by the brightness a little less than extraordinary"; for instance, even the well-known Canopus (α Carinae) and Wezen (δ Canis Majoris) are of spectral type F5 but the both of them stay within the top rank of "Ia", with intensites tens of thousands of times greater, far more extreme.

THE PERSEUS OB3 ASSOCIATION

Anyway, Mirfak seems to be the only yellow supergiant (keep in mind that there are not many known of this one kind), which belongs to a group, the so-called "α Persei star cluster", the twentieth object in the famous catalog compiled in 1915 by the french astronomer Melotte. Mirfak's apparent brightness seems to vary by a few hundredths of magnitude, enough to be considered a suspected variable; much more interesting, however, seems to be its radial velocity, which shows slight variations in two distinct periods of approximately 87 and 9,8 days, perhaps due to real pulsations of the star. It is not certain, but in the case Mirkak's radial velocity variations were derived from the real pulsations of the star, then Alpha Persei could represent a very peculiar case of a star that undergoes pulsations that are typical of Cepheids while being just outside of their characteristic "instability-strip". It is known that this yellow supergiant is currently at a delicate stage of its evolution, a stage related to his huge mass 11 times that of the Sun; born as a bright blue star of high energy emission, it accelerated the evolution's process of hydrogen inner reserves, thus bringing it to become a yellow supergiant: a phase which will last a relatively little time, then moving towards the area of the red giants. It is likely that once the star will exit from the main sequence stage, the values of its radius and mass will bring it be affected by instability, beginning to throb and constantly trying to keep the balance in an intermediate condition.

When the star cluster of Alpha Persei passes the zenith, it appears in all its glory, so much to remember the Hyades or the Coma Cluster. Many of its components are of fourth and fifth magnitude, already discernible by the naked eye as long as the conditions of discrete and seeing darkness; the group spans for almost 4° and is located in one of the most dense part of the Milky Way, with dozens of fainter stars as a background. Such a nice cluster was observed for the first time by the italian astronome Hodierna, which included it in the first catalog of celestial objects ever drawn in history, "De Admirandis Characteribus Coeli", published in 1654. Some studies regarding stars proper motion and speed enabled him to establish that all the components were gravitationally bound to each other, just as the well-known Ursa Major moving group: just like it, Mel 20 is a group of stars in motion that originated from the same nebula and continue to move together in space at a speed of about two kilometers per second.

Recent studies performed on the data provided by the Tycho satellite have identified a total of about 140 members belongig to the group, with magnitudes ranging up to the 11th, the fainter ones; about 70% of the components lie in the core, the remaining 30% in the external parts: about sixty of them are brighter than tenth magnitude. Taking into account the distance and its apparent extent in the sky, it was calculated that the real diameter of the cluster is about 87 light-years! If we do not take account of Mirfak and orange σ Persei (the latter is not a real member of the group), the rest of the components are characterized by the same physical characteristics, first of all the strong bluish color, index of their high surface temperatures. These prerogatives lead to consider Mel 20 no longer a normal open cluster but as an "OB Association", just like many others scattered here and there in the spiral arms of our galaxy. Alpa Persei cluster is thus more known as Association "Perseus OB3 ". One of the main characteristics of these Associations is their low density, usually reduced to a single star per 100 cubic-parsec, a very small value when compared with the density of normal open clusters that can reach up to a hundred stars per cubic parsec! Watching the HR diagram of the components, particularly where it stops the main-sequence, according to the theory of stellar evolution it is thus possible deriving the age of the Association, estimated at about 50 million years: an set of very young stars!

AT THE CENTER OF THE BELT

Perseus OB3 has got the particularity of being at the center of important past events that took place in the galactic arm of Orion, in which it is located along with our Sun itself. According to some theories, in fact, the passage of clouds of dust and gas, or more likely a small satellite galaxy eaten by the Milky Way, would have generated massive stars in the so-called "Cassiopeia-Taurus OB" association, of which today there are only a handful of members, scattered over an area greater than 100° in the sky! Almost all the stars of that OB Association, with their intense stellar winds before and gone as supernovae later, they created huge "bubbles" of hot and expanding gas. About fifty million years-ago, these came in contact with other bubbles of hydrogen that lied in the same galaxy arm: the blue supergiants in Orion were probably born by such an encounter. On the opposed part, the same bubble clashed with other dense clouds of dust in the region around Antares, creating the well-known Scorpius-Centaurus OB associations. And so many others, all arranged by a long ring with a diameter of more than 3,000 light-years, noticed for the first time in 1879 by the astronomer Gould, from which it takes its name ("Gould's belt"). Over time, the massive OB association Cassiopeia-Taurus drifted away, dispersing its components in the Orion arm; at the center of this large stellar association only a small group remained, dominated by a giant blue much brighter and more massive than the others: Mirfak.

But even this beautiful yellowish star as well as all the other Perseus OB3 components will tend, over time, to disperse in space. Due to the lack of compactness of the group, in fact, the mutual gravitational forces will not be able to overcome the disruptive action of the differential rotation of the Galaxy. It is not known how long Perseus OB3 will last before losing its nature as a stellar Association, as these groups are dynamically unstable...so it could be done someday, in a relatively "astronomical" short-time; the only thing that already today we can reasonably determine is that, more likely, our distant discendents will one day ignite a new bright supernova where once shone yellowish Mirfak, to renew the continuous cycle that creates new stars, elements, life and death.