Astronomia U.A.I. N° 4, 18 (1998)

Abstract

The recents estimates of  symbiotic variable star CH Cygni are reported. In addition of author's observations are plotting estimates of some AAVSO's members. The two light curves obtained enhanced a probable minimum of light near J.D. 2450000 and a deep minimum (mv 10.4) occured on J.D. 2450260. Furthers observations are necessary to confirme the possible 756-day period of symbiotic pair, according with Hinkle's triple-star model (1993).
 
 
 

Introduzione

In questo articolo vengono riportate ed esaminate, alla luce anche di recenti lavori di astronomi professionisti, le osservazioni visuali compiute dagli autori, negli anni 1995 e 1996, sul sistema simbiotico CH Cygni ; per una copertura più completa del periodo considerato sono state aggiunte stime di osservatori appartenenti all'AAVSO [1], associazione a cui aderiscono anche gli scriventi.
Osservazioni effettuate già in passato da astrofili italiani facenti parte dell'Associazione Veneta Osservatori di Stelle Variabili sono state esaminate, in dettaglio e per un periodo notevolmente esteso [2], allo scopo di porre in evidenza interessanti coincidenze sul comportamento fotometrico della stella. Ricordiamo che CH Cygni è da tempo inserita nel programma osservativo proposto dalla Sezione Stelle Variabili dell'U.A.I.
Scoperta da Graff nel 1924 ed inizialmente classificata come variabile semiregolare - con periodo compreso tra 90 e 100 giorni, tipo spettrale M6-M7 e ampiezza di circa 1.0 magnitudine - CH Cygni fu identificata come sistema simbiotico da Deutsch (1964) che osservò la natura composita del suo spettro: un continuo blu con intercalate righe in emissione dell'H, HeI, [FeII] e CaII combinato con uno spettro di tipo avanzato [3].
Questa classificazione sembrò in accordo con le evidenze osservative fino al 1976, quando la stella iniziò a comportarsi in modo anomalo : il suo spettro esibiva un continuo blu e la luminosità aumentò, raggiungendo valori mai toccati prima. Si osservavano, inoltre, rapide fluttuazioni luminose (flickerings) nel visuale ma, soprattutto, nella banda U come testimoniano precise osservazioni fotoelettriche compiute anche da astrofili negli anni 80.
Oggi si ritiene che CH Cygni sia una delle più luminose variabili simbiotiche conosciute e il modello fisico adottato sino a qualche tempo fa prevedeva un sistema binario stretto costituito da una gigante rosa (di spettro M) e da una compagna più piccola, molto calda, del tipo nana bianca. Quest'ultima, eccitando parte dell'estesa atmosfera della gigante, causerebbe le luminose righe di emissione a volte visibili nello spettro. Si pensa anche che una nebulosa di bassa densità, formata dai gas perduti dalla gigante rossa sotto forma di vento stellare, avvolga entrambe le stelle [4], [5].
Negli ultimi trent'anni CH Cygni è stata una delle più attive e meglio studiate stelle simbiotiche, grazie anche al cospicuo contributo di osservazioni compiute da astrofili.
Nella tab.1 sono riportati i parametri fondamentali del sistema.
 

Osservazioni ed Analisi

Le più recenti osservazioni alle quali fa riferimento il presente articolo sono distribuite in due periodi : il primo dal G.G. 2449887 al 2450028 (fig.1), il secondo dal G.G. 2450193 al 2450379. I dati relativi agli osservatori e alla strumentazione utilizzata sono elencati nella tab.2 ; manca quella relativa agli osservatori AAVSO in quanto non specificata nella fonte dalla quale sono tratte le stime [1]. Quelle effettuate nel primo dei due periodi sono riportate in un grafico (fig.1) in cui è possibile notare una lieve diminuzione di luminosità della variabile dalla magnitudine 8.5 alla 9.1; tali valori vanno considerati come medie dei due gruppi di stime contrassegnate da simboli diversi.
La magnitudine 9.1, mediamente osservata da Salvaggio, si accorda molto bene con i valori (nel sistema V) riportati in un recente articolo di Skopal et al. [6] nel quale vengono   descritte le evidenze osservative di possibili eclissi per un modello di sistema triplo costituito, oltre che dalla coppia simbiotica più interna comprendente come già detto una stella di tipo M e una nana bianca, da un'altra stella nana di tipo spettrale G-K. Il periodo relativo all'orbita di quest'ultima intorno alla coppia simbiotica più interna sarebbe di 14.5 anni, mentre quello del sistema simbiotico vero e proprio di 756 giorni. Tale  modello era stato proposto, per la prima volta,  nel 1993 da Hinkle et al. sulla base di misure di velocità radiali su spettri infrarossi al alta risoluzione, registrati in un periodo di 13 anni.

Purtroppo, a causa del limitato numero di stime e della mancanza di un possibile ramo ascendente della curva di luce oltre il G.G. 2450040, non siamo in grado di affermare con le nostre evidenze osservative che la CH Cygni, intorno al G.G. 2450000, abbia effettivamente esibito un minimo da ascriversi in questo caso, secondo le teorie di cui al predetto articolo, all'eclisse  della coppia interna, con periodo pari a 756 giorni.Come accennato prima, tuttavia, resta il fatto che le nostre osservazioni si accordano bene con le misure riportate nella curva di luce (nella banda V) di Skopal.
Naturalmente tutti gli osservatori che avessero stime compiute nel periodo successivo al G.G. 2450040, potrebbero dare un contributo importante alla comprensione del comportamento fotometrico della variabile, nel periodo in questione ; in tal caso si possono contattare direttamente gli autori i cui indirizzi sono riportati alla fine del presente articolo.
Ma veniamo adesso alla seconda curva di luce (fig.2).
Essa si riferisce al periodo compreso tra i G.G. 2450193 e 2450379 e comprende, grazie al contributo dei numerosi osservatori AAVSO che hanno seguito costantemente la stella [2], un sufficiente numero di stime (55) tale da evidenziare non soltanto la drammatica  caduta di luminosità a valori mai raggiunti in passato (qui siamo intorno alla mv 10.4) ma anche un minimo di luce intorno al G.G. 2450260. E' tuttavia opportuno, a questo proposito, ricordare che stimare visualmente la CH Cygni non è stato mai facile, così come confermano le notevoli dispersioni in magnitudine registrate in passato anche da esperti variabilisti. Tra le cause che hanno determinato queste dispersioni occorre ricordare quella relativa alla scelta della sequenza di confronto che non sempre è stata la stessa per i vari osservatori (nel nostro caso è stata utilizzata quella aggiornata recentemente dall'AAVSO). Inoltre, alle nostre latitudini, si è costretti ad osservarla allo zenit per buona parte del periodo osservativo per cui, quando la stella è stimabile con un normale binocolo che non monta dei prismi a 90°, la posizione dell'osservatore potrebbe influire negativamente sulla bontà della stima. Anche tenendo conto di tali considerazioni riteniamo di poter affermare che la CH Cygni ha subito una caduta di luminosità seguita da una graduale, ancorchè lenta, risalita verso magnitudini superiori alla 10.0 .
Il periodo trascorso dal minimo della fig.1 a quest'ultimo più profondo, è pari a circa 260 giorni e lo evidenziamo solo a beneficio del lettore, dal momento che le osservazioni sono poche e distribuite in un intervallo temporale troppo breve per ricavare un'esatta periodicità nella variazione luminosa.

Conclusioni
 

Da quanto è stato detto e tenuto conto dei numerosi studi he ancora oggi vengono condotti su questo interessante sistema simbiotico, possiamo senz'altro affermare che CH Cygni costituisce un oggetto sul quale gli astrofili potranno continuare a fornire un valido contributo sia con osservazioni visuali che fotoelettriche. Sono ancora molti i problemi insoluti riguardanti il modello fisico del sistema fra i quali certamente importante è quello relativo alle periodicità  sia a breve che a lungo termine nelle bande U e V. Come spesso succede in questi casi, non mancano critiche al modello che prevede un sistema triplo sollevate sulla base di  evidenze osservative e teoriche certamente valide [7].
Benchè le nostre osservazioni, come già detto, non siano sufficientemente protratte nel tempo da evidenziare il periodo di 756 giorni della coppia simbiotica, pensiamo che sarà molto importante continuare a seguire la stella nel prossimo futuro confidando nella bontà delle nostre stime ma anche nella collaborazione che potrà venire da altri osservatori.