Deneb

Anche chi si intende poco di astronomia conosce probabilmente il Triangolo estivo, uno degli asterismi più facili da individuare dal nostro emisfero nelle notti d’estate, purché il cielo sia appena un po’ scuro. È formato da tre stelle di colore bianco: Vega, la più brillante della costellazione della Lira, Altair, la più brillante dell’Aquila, e Deneb, Alfa Cygni, la stella più luminosa del Cigno.

Delle tre la più brillante è Vega, con una magnitudine visuale di $+0{,}03$. Segue Altair con $+0{,}76$, quindi Deneb con $+1{,}25$ (le magnitudini stellari funzionano al contrario: valori più grandi indicano luminosità minori). La differenza tra le tre stelle appare comunque minima all’occhio umano, tanto che è facile considerarle come i vertici di un immaginario triangolo celeste. Sarebbe perciò ragionevole pensare che anche le loro distanze dalla Terra siano approssimativamente uguali. Il ragionamento vale per Altair e Vega, che distano rispettivamente $16{,}7$ e $25$ anni luce da noi. Ma Deneb appartiene a un’altra categoria. Le stime più attendibili ci forniscono una distanza di oltre $2\,600$ anni luce! Quale mostro deve essere quella stella che appare brillare con potenza simile a due degli astri più luminosi del nostro cielo, pur essendo oltre cento volte più lontana?

Cerchiamo allora di conoscere meglio questa stella eccezionale, anche se — è opportuno chiarirlo subito — molti dei suoi parametri, nonostante decenni di studi fotometrici e spettroscopici, ci sono noti in modo piuttosto impreciso e congetturale.

Una supergigante luminosa#

Quello che sappiamo per certo è che Deneb è una supergigante ad alta luminosità. Catalogata con il tipo spettrale A2 Ia nel sistema di classificazione di Morgan e Keenan, è la stella-prototipo della sua classe: affinché una supergigante possa essere classificata con il medesimo tipo, deve esibire uno spettro che nel complesso sia sovrapponibile a quello di Deneb. Questo ruolo di archetipo della sua classe spettrale è valido ancora oggi.

Il fatto che sia una supergigante ci dice anche che si tratta di una stella molto più massiccia del Sole e, soprattutto, altamente evoluta. Ciò vuol dire che è ormai uscita dalla sequenza principale, quella fase dell’evoluzione stellare nella quale si trovano invece il Sole, Vega e Altair, caratterizzata dall’uso dell’idrogeno contenuto nel nucleo stellare come combustibile per le reazioni di fusione termonucleare.

In un’epoca imprecisata del passato, Deneb esaurì la sua riserva di idrogeno nucleare e abbandonò la sequenza principale. Cominciò così la parte conclusiva della sua esistenza, contraddistinta da una complessa serie di fasi, di durata relativamente breve, fatte di radicali cambiamenti di dimensioni, temperatura e luminosità. Dopo la sequenza principale, infatti, l’aspetto esterno di una stella si modifica in ragione di ciò che avviene al suo interno, in particolare in risposta ai cambiamenti nella produzione di energia determinati dai combustibili di volta in volta utilizzati per alimentare la fusione nucleare: in primo luogo l’idrogeno contenuto in gusci esterni al nucleo e, successivamente, l’elio accumulato nel nucleo, prodotto durante la sequenza principale come “scarto” della fusione dell’idrogeno.

In verità non sappiamo con precisione in quale fase dell’evoluzione stellare si trovi attualmente Deneb. Le possibilità principali sono due. O si sta spostando per la prima volta, gradualmente, verso la fase di supergigante rossa (quella in cui si trova Betelgeuse) oppure è già stata una supergigante rossa in passato e sta ripercorrendo a ritroso il cammino verso la fase di supergigante blu. Nel primo caso, prendendo come riferimento il diagramma di Hertzsprung-Russell ¹, Deneb starebbe attraversando orizzontalmente, da sinistra verso destra, il ramo delle supergiganti; nel secondo caso, viceversa, si starebbe spostando da destra verso sinistra.

Le osservazioni più recenti hanno raffinato il problema, ma non lo hanno risolto. Un elemento importante della discussione riguarda la composizione chimica della superficie stellare: le abbondanze degli elementi del gruppo CNO (carbonio, azoto, ossigeno) conservano infatti le tracce dei processi di mescolamento avvenuti all’interno della stella e possono fornire indizi sulla sua storia evolutiva. Nel caso di Deneb, tuttavia, i valori osservati non permettono di distinguere in modo definitivo tra un primo attraversamento verso la fase di supergigante rossa e un successivo ritorno verso temperature più elevate. ²

L’immagine seguente mostra la posizione attuale della stella nel diagramma di Hertzsprung-Russell.

In uno studio pubblicato su Astronomy & Astrophysics a gennaio 2008, i due autori, Florian Schiller e Norbert Przybilla, basandosi sull’analisi spettroscopica dell’atmosfera di Deneb, conclusero che l’opzione più probabile tra le due elencate sopra fosse che la stella stia percorrendo ora per la prima volta il cammino evolutivo dalla sequenza principale verso la fase di supergigante rossa. Secondo la loro ipotesi, Deneb approdò alla sequenza principale come una stella di classe O, quella a cui appartengono gli astri più grandi, più caldi e più luminosi. Possedeva una massa iniziale di $23 \pm 2$ masse solari ed era probabilmente un rotatore veloce (fast rotator), cioè una stella con un’alta velocità di rotazione).

Distanza e grandezza#

Un altro dato noto solo in modo approssimativo è la grandezza di Deneb. Qual è il diametro esatto di questa supergigante? Uno dei metodi per stabilirlo parte dalla misurazione del suo diametro angolare, cioè l’angolo sotteso dal suo disco osservato dalla distanza della Terra. Una simile misurazione è stata effettuata in più di un’occasione, a differenti lunghezze d’onda della luce, ricorrendo a osservazioni interferometriche, le quali, combinando la luce raccolta da più telescopi, sono in grado di raggiungere una risoluzione finale molto più elevata di quella ottenibile con un singolo telescopio.

Nel 2002 Aufdenberg e colleghi, usando l’interferometro NPOI, misurarono per Deneb un diametro angolare di $2{,}40 \pm 0{,}06\,\text{mas}$ (millesimi di secondo d’arco). Alcuni anni dopo, nel 2010, Chesneau e colleghi, usando un altro interferometro, il CHARA, pubblicarono un valore del diametro angolare di $2{,}34 \pm 0{,}03\,\text{mas}$. Per avere un’idea di quanto sia minuscolo l’angolo sotteso dal disco di Deneb osservato dalla Terra, bisogna pensare che occorre mettere in fila $775\,000$ angoli da $2{,}4$ millesimi di secondo d’arco per equiparare il diametro angolare della Luna piena. Ciò dà anche un’idea dell’incredibile risoluzione raggiunta dalle osservazioni interferometriche e, soprattutto, di quanto sia lontana Deneb.

Già, quanto è lontana Deneb? Conoscere con esattezza la sua distanza è un’informazione essenziale, dalla quale molte altre possono essere derivate. Dalla distanza, per esempio, è possibile ricavare la misura del diametro lineare, essendo nota quella del diametro angolare.

Il metodo di gran lunga più efficace per calcolare la distanza di una stella consiste nel misurare l’angolo di parallasse, cioè lo spostamento angolare da essa accumulato sulla volta celeste nel corso di sei mesi ³. Ma questo metodo funziona bene per oggetti non troppo lontani dalla Terra e non troppo luminosi. Deneb, purtroppo, ha entrambi i “difetti”: è molto, molto lontana ed estremamente luminosa. Ciò rende particolarmente difficile misurare la sua parallasse, anche da parte di satelliti astrometrici progettati specificamente per questo compito.

All’inizio degli anni ’90 del secolo scorso, il satellite Hipparcos misurò la parallasse di Deneb (insieme a quella di oltre centomila altre stelle), ma ottenne un risultato parecchio impreciso. Nella prima release ufficiale del catalogo di Hipparcos, risalente al 1997, a Deneb venne attribuito un angolo di parallasse di $1{,}01\,\text{mas}$, che si traduceva in una distanza di $990$ parsec, pari a $3\,230$ anni luce. Ma la misura era accompagnata da un margine d’incertezza di $\pm0{,}57\,\text{mas}$, il che voleva dire che Deneb poteva trovarsi a una qualsiasi distanza compresa tra $633$ e $2\,273$ parsec, cioè tra $2\,065$ e $7\,414$ anni luce.

Un margine d’incertezza di oltre $5\,000$ anni luce era davvero troppo per considerare in qualche modo utile il dato fornito da Hipparcos. E infatti dieci anni dopo, nel 2007, fu pubblicata una nuova riduzione dei dati astrometrici acquisiti dal satellite dell’ESA, la quale garantiva, a detta dell’autore Floor van Leeuwen, valori mediamente oltre due volte più precisi rispetto al catalogo pubblicato nel 1997. Tuttavia la stima degli angoli di parallasse per le supergiganti come Deneb rimaneva problematica, come dimostrava il nuovo valore fornito per questa stella: $2{,}31\,\text{mas}$ con un errore di $\pm0{,}32\,\text{mas}$. Deneb “si avvicinava” così all’improvviso a soli $433$ parsec ($1\,412$ anni luce) dalla Terra, con un margine di errore di $53$ parsec in meno e $70$ parsec in più.

La nuova stima della distanza era però incompatibile con i valori che si ricavavano da altri indicatori, come la sua probabile appartenenza all’associazione stellare Cygnus OB 7. Tralasciando, dunque, la parallasse fornita da Hipparcos, intrinsecamente poco affidabile per una stella così lontana e luminosa, e rivolgendosi invece a questi altri indicatori, i già citati Schiller e Przybilla fornirono nel loro studio del 2008 quello che è il dato ritenuto attualmente più attendibile sulla distanza di Deneb⁴: $802 \pm 66$ parsec, pari a $2\,616$ anni luce con un errore di $215$ anni luce in più o in meno⁵.

Schiller e Przybilla tracciarono inoltre una carta d’identità completa di Deneb, aggiungendo altri parametri essenziali, tra cui il raggio, ricavabile dalla distanza e dal diametro angolare. Risultò che Deneb ha un raggio pari a $203 \pm 17$ raggi solari, un valore impressionante, che corrisponde a $141{,}2$ milioni di $\text{km}$, cioè poco meno di $1$ unità astronomica (la distanza media tra la Terra e il Sole). Se Deneb si trovasse al posto del Sole, la sua fotosfera arriverebbe a meno di $10$ milioni di $\text{km}$ dalla Terra, ben oltre l’orbita di Venere! Dal raggio stellare si ricava facilmente anche il diametro, che è pari a $282{,}4$ milioni di $\text{km}$ (con un margine d’incertezza di $23,66$ milioni di $\text{km}$ in più o in meno).

Temperatura e luminosità#

Un altro dato essenziale nel comporre la carta d’identità di una stella è la temperatura efficace.

Anche questo parametro è risultato terribilmente difficile da stabilire nel caso di Deneb. Nel corso degli anni molti ricercatori si sono cimentati nel compito, producendo numerose stime discordanti. I valori proposti, basati su studi spettroscopici, oscillavano tra un minimo di $7\,600\,\text{K}$ e un massimo di oltre $10\,000\,\text{K}$. Il valore riportato da Schiller e Przybilla è $8\,525\pm75\,\text{K}$. Si tratta di una temperatura di oltre $2\,700$ gradi più elevata rispetto a quella della fotosfera solare.

Un altro dato notevole riguarda la luminosità intrinseca di Deneb. Schiller e Przybilla riportarono nello studio del 2008 una magnitudine bolometrica ⁶ di $−8{,}49$ con un margine di errore di $\pm0{,}18$. È una differenza di oltre $13$ magnitudini rispetto al Sole, la cui magnitudine bolometrica è di +$4{,}74$. Dato che la scala delle magnitudini stellari è logaritmica, una simile differenza implica che Deneb è $200\,000$ volte più luminosa del Sole!

Sempre nel medesimo studio venne attribuita a Deneb una magnitudine visuale assoluta di $−8{,}38$. Ricordiamo che la magnitudine visuale assoluta è la luminosità che avrebbe una stella se si trovasse alla distanza standard di dieci parsec dalla Terra, cioè $32{,}62$ anni luce. È il quadruplo della distanza di Sirio dalla Terra e il doppio della distanza di Altair. Bene, se Deneb si trovasse a “soli” dieci parsec dalla Terra invece che a oltre $800$ parsec, ci apparirebbe $50$ volte più luminosa di Venere e sarebbe chiaramente visibile nel cielo diurno!

Bastano questi dati essenziali per farci comprendere che, se il Sole fosse sostituito improvvisamente da Deneb al centro del Sistema Solare, la nostra povera Terra finirebbe cotta in una frazione di secondo. Per ricevere da Deneb un’irradiazione uguale a quella che riceve dal Sole, il nostro pianeta dovrebbe trovarsi lontanissimo dalla supergigante, precisamente a $439$ unità astronomiche di distanza, cioè $439$ volte la distanza media tra la Terra e il Sole: sono oltre $65$ miliardi di $\text{km}$, quasi $61$ ore-luce, circa due volte e mezza la distanza percorsa finora dal Voyager 1 a partire dal suo lancio nel 1977! Nel Sistema Solare, a una simile distanza dal Sole si trovano remoti oggetti transnettuniani come Sedna, condannati a vagare in una semioscurità perenne, nella quale la luminosità solare appare diminuita di oltre $18$ magnitudini rispetto alla magnitudine apparente che osserviamo dalla Terra (che è pari a $−26{,}74$).

Massa, perdita di massa e gravità#

Una caratteristica tipica delle supergiganti è la costante perdita di massa, dovuta a un denso vento stellare, che, alimentato dalla pressione di radiazione, disperde grandi quantità di materia nello spazio circostante, creando una sorta di involucro più o meno opaco che avvolge la stella, rendendone sfocati i contorni. Anche il Sole, come tutte le stelle, emette un vento di particelle cariche (detto vento solare), ma la sua densità e la perdita di massa che ne deriva sono insignificanti rispetto al vento stellare di una supergigante come Deneb.

Anche in questo caso la brillante Alfa Cygni si è rivelata un “cliente” difficile. Innumerevoli studi spettroscopici hanno fornito le più diverse stime sulla sua perdita di massa annuale, con valori discordanti compresi in un range di ben tre ordini di grandezza. Nel 2008 i soliti Schiller e Przybilla riportarono un valore di $3{,}1\times10^{-7}$ masse solari all’anno, su cui sembra esserci accordo, quanto meno per l’ordine di grandezza, anche da parte di altri autori. Vale la pena di notare che la perdita di massa annuale di Deneb è circa sei ordini e mezzo di grandezza maggiore di quella complessiva (radiativa e particellare) del Sole. In un solo anno la supergigante disperde nello spazio circostante attraverso il suo vento stellare una massa equivalente a circa $2$ volte quella del pianeta Mercurio.

La massa attuale di Deneb è stimata in $19 \pm 4$ masse solari ⁷. Se la stella approdò sulla sequenza principale con una massa iniziale di $23$ masse solari, come ipotizzato da Schiller e Przybilla, vuol dire che nel corso della sua esistenza — di certo molto più breve di quella del Sole ⁸ — ha già espulso attraverso il vento stellare l’equivalente di $4$ masse solari, cioè oltre $1{,}3$ milioni di masse terrestri.

La costante perdita di massa influenza il destino finale di stelle massicce come Deneb, che è destinata con ogni probabilità a concludere la propria evoluzione con il collasso del nucleo. Non possiamo stabilire con certezza se l’esito sarà una supernova, con successiva formazione di una stella di neutroni, oppure un collasso diretto in un buco nero. Nel primo caso, la contrazione del nucleo potrebbe dare vita a una stella di neutroni, non molto diversa da quella che si trova al centro della celeberrima Nebulosa del Granchio.

Una caratteristica delle supergiganti è la bassissima densità degli strati esterni. Sono stelle che si gonfiano a dismisura, per avere una superficie abbastanza grande attraverso la quale irradiare la grande quantità di energia prodotta dalle reazioni di fusione nucleare che si attivano dopo la fine della sequenza principale. In conseguenza di ciò, la loro gravità al livello della fotosfera è bassissima, molto inferiore a quella di stelle come il Sole. Aufdenberg e colleghi calcolarono per Deneb una gravità superficiale di appena $0{,}2\,\text{m/s}^2$ (molto inferiore all’accelerazione di gravità terrestre, che è di $9{,}8\,\text{m/s}^2$ al livello del mare). Schiller e Przybilla fornirono un valore ancora inferiore: $0{,}125\,\text{m/s}^2$.

Asse di rotazione#

Qual è l’orientamento di Deneb, osservata dalla Terra? Una risposta a questa domanda si può trovare in uno studio di Aufdenberg e altri autori, pubblicato in un volume collettaneo del 2008. Usando osservazioni ultraprecise effettuate con l’interferometro CHARA, Aufdenberg e colleghi scoprirono che il disco di Deneb presenta un’asimmetria del $2\%$ circa. I dati ottenuti suggerivano che la stella è inclinata di $30^{\circ}$ rispetto al nostro punto di osservazione e che l’asse di rotazione punta a $150^{\circ}$ in direzione Nord-Est. In sostanza, la nostra linea di vista verso Deneb passa non lontano da uno dei poli della stella, il cui diametro equatoriale è circa il $2\%$ maggiore del diametro polare. I dati interferometrici erano anche compatibili con un modello di rotatore veloce, in base al quale Deneb ruoterebbe al $30–35\%$ della propria velocità di rottura.

Variabilità#

Per non farsi mancare nulla, la nostra supergigante è anche una stella variabile. L’escursione di luminosità è modesta, dell’ordine di $0,1$ magnitudini, ma il comportamento della stella è tutt’altro che regolare. Nel 1976 Leon Lucy analizzò le variazioni della velocità radiale di Deneb e identificò $16$ possibili modi di pulsazione, con periodi compresi fra $6{,}9$ e $100{,}8$ giorni. Le osservazioni moderne hanno permesso di riconoscere con maggiore chiarezza la particolare natura intermittente di alcune di queste oscillazioni.

Le osservazioni più recenti hanno rivelato che Deneb manifesta oscillazioni quasi periodiche con un periodo di circa $12$ giorni, presumibilmente dovute a pulsazioni. Quando queste oscillazioni si manifestano con maggiore ampiezza, la luminosità della stella cresce e diminuisce seguendo una sequenza di diversi cicli di circa $12$ giorni; dopo alcuni cicli, però, le oscillazioni si attenuano fino quasi a scomparire.

La cosa più sorprendente è che, dopo un intervallo molto più lungo, una nuova serie di oscillazioni di maggiore ampiezza può ricomparire. Le osservazioni iniziali suggerivano che queste riattivazioni delle pulsazioni avvenissero a intervalli di circa $70–75$ giorni. L’analisi successiva di $8{,}6$ anni di osservazioni fotometriche ottenute dallo strumento Solar Mass Ejection Imager (SMEI) ha però mostrato che l’intervallo non è regolare: quello più frequente è risultato compreso fra $100$ e $125$ giorni, e in alcuni casi una riattivazione sembra addirittura saltare uno o più intervalli.

In altre parole, il comportamento di Deneb sembra organizzarsi su due scale temporali molto diverse: circa $12$ giorni per il ciclo delle singole oscillazioni e circa $100–125$ giorni per l’intervallo tipico fra una fase di pulsazioni di maggiore ampiezza e la successiva. Non sappiamo ancora quale meccanismo fisico provochi queste improvvise riaccensioni e il successivo smorzamento delle pulsazioni. Le osservazioni hanno inoltre evidenziato improvvise variazioni di luminosità e di velocità radiale che sembrano essere fenomeni distinti dalle riattivazioni delle pulsazioni e la cui origine rimane ancora incerta.

Una stella che cambia anche polarizzazione#

Le sorprese riservate da Deneb non finiscono con la luminosità e le velocità radiali. Nel 2024 un gruppo di astronomi ha scoperto che la stella è anche una variabile polarimetrica, cioè una stella la cui luce cambia nel tempo anche per quanto riguarda il grado di polarizzazione⁹.

Le osservazioni, effettuate nell’arco di circa $400$ giorni a partire dall’agosto 2022, hanno mostrato una polarizzazione normalmente intorno a $3\,900$ parti per milione nella banda g’ del sistema SDSS, ma soggetta a variazioni irregolari di diverse centinaia di parti per milione su scale temporali di alcune settimane. L’escursione più grande, pari a circa $2\,500$ parti per milione, si verificò poco dopo uno degli episodi di improvvisa riattivazione delle pulsazioni individuati dalle osservazioni del satellite fotometrico TESS.

La coincidenza fra variazioni della polarizzazione, cambiamenti della luminosità e modificazioni osservate nella riga Hα dello spettro suggerisce che almeno una parte del fenomeno possa essere legata a variazioni della densità del vento stellare o dell’atmosfera estesa di Deneb. Non è però escluso che anche le pulsazioni contribuiscano al fenomeno. La scoperta apre quindi una nuova finestra sul comportamento della stella: osservando la polarizzazione della sua luce è possibile ottenere informazioni sulla struttura tridimensionale e sulla distribuzione della materia negli strati più esterni e nel vento stellare.

Ipotetiche compagne binarie#

Varie ricerche sono state dedicate anche a investigare la possibilità che Deneb abbia una compagna binaria. Leon B. Lucy, autore dello studio del 1976 citato più sopra, ritenne di aver trovato interessanti indizi dell’esistenza di una compagna, attraverso l’analisi delle variazioni della velocità radiale di Deneb. Secondo Lucy, dai dati spettroscopici emergevano due possibili periodi orbitali di una binaria spettroscopica¹⁰: uno di $846{,}8$ giorni e un altro di $776{,}4$ giorni. Ma studi successivi non hanno confermato l’ipotesi di Lucy. In particolare Richardson e colleghi, in un articolo del 2011, analizzarono dati spettroscopici più aggiornati rispetto a quelli disponibili negli anni ’70 e affermarono di non aver trovato alcuna prova dell’esistenza di una compagna binaria.

La coda del cigno, l’imperatrice della galassia#

Il nome Deneb, come quello di molte altre stelle, è un lascito della lingua araba. Deriva dalla parola dhanab, che in arabo vuol dire “coda” ¹¹. Nel caso specifico, è la coda del Cigno, la costellazione di cui Deneb è la stella più luminosa.

Va detto che non sempre nel corso della storia l’uccello visto nella costellazione è stato un nobile cigno. In epoca medioevale le sue stelle richiamavano piuttosto l’immagine molto più modesta di una gallina e Deneb era nota in arabo appunto come Dhanab al-dajaja, la coda della gallina.

Un altro nome arabo di Deneb era al-ridf, che divenne in Occidente Arided. La parola significa “quello che viene per ultimo” e si riferisce probabilmente alla posizione posteriore di Deneb all’interno della costellazione.

Con questa piccola digressione etimologica eccoci dunque giunti alla fine della nostra carrellata di fatti e curiosità su Deneb. Lascio la conclusione a un breve estratto da un libro di Guy Ottewell, The Astronomical Companion, in cui l’autore descrive splendidamente la magnificenza e la rarità di questo gigante dei cieli (la traduzione dall’inglese è mia):

Nella nostra sfera da $6,5$ parsec ($21{,}2$ anni luce), Sirio è senza rivali. Ma non appena allarghiamo la visuale, ecco comparire stelle che sono diverse volte più potenti di Sirio; di questa sfera fanno parte molte stelle (…) della classe di Sirio: la provincia di Aldebaran trabocca di Sirio-villaggi. Allargando ulteriormente la visuale, scopriamo di appartenere al regno di Canopo, una stella che domina su tutte le insignificanti Aldebaran in un raggio di cinquanta parsec. Ma a distanze ancora più enormi da noi e da ciascuna di tali stelle vi sono altre Canopo e, alla fine, lontana e inavvicinabile, lei, la brillante imperatrice: Deneb.