La frazione di binarie delle Cefeidi rivelata da osservazioni ai raggi X. L’articolo: “X-Rays in Cepheids: Identifying Low-mass Companions of Intermediate-mass Stars” di N. R. Evans (SAO) pubblicato su ApJ
Le Cefeidi sono stelle di grande importanza per la ben nota relazione tra periodo delle pulsazioni e luminosità. Si tratta infatti di stelle caratterizzate da pulsazioni regolari, che producono una variabilità periodica della loro luminosità, con un periodo che cresce linearmente con la magnitudine assoluta di queste stelle. Le Cefeidi hanno una massa di circa 5 masse solari, per cui provengono da stelle di classe spettrale B durante la fase di sequenza principale. Il loro percorso evolutivo può comunque essere fortemente influenzato dalla presenza di compagne.
Compagne di stelle cefeidi vengono spesso osservate a caratterizzate attraverso osservazioni spettroscopiche in ultravioletto. In questa banda, infatti, è più facile distinguere il segnale proveniente dalla stella cefeide da quello proveniente dalla stella compagna. Qusto però è strettamente vero quando la compagna è una stella calda (classi spettrali OBA). Per caratterizzare compagne più fredde (classi spettrali FGKM), possono rivelarsi particolarmente utili osservazioni ai raggi X. Le cefeidi sono infatti poco luminose ai raggi X, mentre stellle di piccola massa tendono ad essere molto più luminose.
Per studiare la binarietà delle cefeidi, 20 stelle di questa classe sono state recentemente osservate ai raggi X. L’articolo: “X-Rays in Cepheids: Identifying Low-mass Companions of Intermediate-mass Stars” di N. R. Evans (Smithsonian Astrophysical Observatory) presenta le osservazioni di due stelle di questo campione (la stella Polare e l Carinae) ottenute con il satellite della NASA Chandra, e l’analisi delle osservazioni di tutto il campione. Come atteso, le due stelle non sono particolarmente brillanti ai raggi X. La luminosità X di Polaris è leggermente superiore a quella del Sole durante il massimo di attività (circa 6×1028 erg/s), l Car è meno luminosa, ed in entrambi i casi la luminosità ai raggi X non aumenta in corrispondenza del picco di emissione in ottico. Da questa campagna osservativa risulta che circa il 28% delle cefeidi ha una compagna di piccola massa. Confrontando questa stima con quella riguardo compagne più massicce (57%), si può in principio dedurre il processo dominante che porta alla formazione di questi sistemi, che da questo studio risulta essere una combinazione di frammentazione di un comune disco circumbinario e cattura di una stella formatasi indipendentemente. Tra i coautori dello studio, l’astronomo I. Pillitteri dell’INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo.
La figura (cliccare qui per visualizzare l’immagine interamente) mostra la variabilità di Polaris in funzione della fase in diverse lunghezze d’onda: l’intensità delle righe di emissione N v e Si iv, ai raggi X, in banda V, ed in velocità radiale (oscillazioni dei centroidi delle righe nello spettro della stella a causa dell’effetto Doppler).
