Due ammassi aperti e una nebulosa planetaria nei Gemelli

La costellazione dei Gemelli è situata ai margini della Via Lattea invernale ed è individuabile con facilità a nord – est della stella Betelgeuse e a sud di Capella. La coppia di stelle Castore e Polluce (Alfa e Beta)  ne costituisce l’asterismo più evidente ma non è difficile riuscire a scorgere con chiarezza l’intera figura mitologica (i Gemelli appartengono al gruppo di 48 costellazioni antiche elencate da Tolomeo nell’Almagesto) poichè è delineata da stelle relativamente brillanti. Tra queste Wasat, la delta, è una doppia in cui la primaria di magnitudine +3,6 possiede una compagna di magnitudine 8,2. Nelle sue vicinanze nel febbraio del 1930 venne scoperto Plutone. Zeta è una delle più brillanti variabili pulsanti di tipo cefeide: la sua luminosità varia di 0,6 magnitudini in poco più di 10 giorni. Eta è invece una semiregolare che in circa 230 giorni varia di alcuni decimi di magnitudine. Attorno alla stella Tau, una gigante giallo arancione oltre 100 volte più luminosa del Sole e distante circa 300 anni luce, è stato scoperto un pianeta 20 volte più massiccio di Giove.
Ammassi aperti: M 35 e NGC 2158
Poco più di due gradi a nord ovest di Eta Geminorum è individuabile l’ammasso di stelle M 35. L’ammasso è visibile senza difficoltà con un binocolo ma è con uno strumento di 15 o 20 centimetri di diametro che da il meglio di sé. Un telescopio è indispensabile anche per osservare NGC 2158 un ammasso situato mezzo grado a sud-ovest di M 35 e decisamente più difficile da risolvere.
La nebulosa planetaria NGC 2392
Situata poco più di 2 gradi a sud – est della stella Delta Geminorum, NGC 2392 è un bell’esempio di nebulosa planetaria osservabile con relativa facilità anche con piccoli strumenti amatoriali. La sua distanza è stimata in 5000 anni luce.
Tratto da “La costellazione dei Gemelli” Orione numero 260 pagina 64

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Stelle e pianeti nell’Unicorno

L’Unicorno è una costellazione quasi invisibile ad occhio nudo, per via delle poche stelle qua presenti con una magnitudine apparente inferiore a 4,0: infatti, la α Monocerotis ha una magnitudine pari a 3,93 e α Monocerotis di 3,94, mentre tutte le altre visibili ad occhio nudo sono di quarta e quinta grandezza; oltre a ciò si aggiunge la vicinanza di tre brillantissime costellazioni, Orione ad ovest, il Cane Minore a nordest e il Cane Maggiore a sud. Nonostante ciò, è facile da trovare nel cielo invernale, poiché si trova “incastonata” fra le stelle dell’asterismo del Triangolo d’Inverno, formato dalle brillanti stelle Betelgeuse, Sirio e Procione. La costellazione è attraversata da un ramo debole ma esteso di Via Lattea. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi fra dicembre e aprile, in cui è visibile dopo il tramonto.
Stelle principali

  • β Monocerotis (nota come Cerastes, con evidente riferimento al “corno” dell’animale) è una notevole stella tripla, risolvibile con un piccolo telescopio; le tre componenti poste ai vertici di un triangolo. Le loro magnitudini apparenti sono 4,7, 5,2 e 6,1. William Herschel scoprì questo sistema nel 1781 e lo descrisse come una delle viste più belle dei cieli.
  • α Monocerotis (Lucida) è una stella arancione di magnitudine 3,94, distante 144 anni luce.
  • γ Monocerotis (Tempestris) è una stella arancione, di magnitudine 3,99, distante 644 anni luce.

La ε Monocerotis è una stella doppia; le componenti presentano magnitudini apparenti pari a 4,5 e 6,5.
La S Monocerotis, o 15 Monocerotis, è una stella variabile blu-bianca situata al centro di NGC 2264. La sua variabilità è comunque modesta. Ha una compagna di magnitudine 8.
La V838 Monocerotis è un’altra stella variabile che ha avuto un outburst, un forte e improvviso aumento di luminosità, il 6 gennaio 2002.
Sistemi planetari
Nell’Unicorno è stato scoperto il primo pianeta transiente mai osservato: si tratta di COROT-1b, individuato nel maggio del 2007 in orbita ad una stella distante oltre 1500 anni luce; si tratta di un pianeta gioviano caldo con una massa di poco superiore a quella di Giove e con un periodo di rivoluzione di soli 1,5 giorni terrestri. Nella costellazione sono stati poi scoperti altri pianeti transienti, e in particolare è stato scoperto il sistema di COROT-7, che conta due pianeti confermati.
Ulteriori informazioni negli articoli: Il profondo cielo nell’Unicorno del 2 gennaio 2011 e Tutto cominciò con 12 Monocerotis … del 29 gennaio 2012.

Tutto cominciò con 12 Monocerotis …

Nella Costellazione dell’Unicorno si trovano magnifici oggetti deep-sky, uno per tutti la celebre nebulosa NGC 2237, conosciuta con il nome di Rosetta, un oggetto dalla duplice natura, stellare e gassosa.
NGC 2244, l’ammasso aperto situato al centro di questa che appunto conosciamo con il nome di Nebulosa Rosetta, si crede che sia stato scoperto nel 1690 da John Flamsteed (1646-1719), che sul muso dell’Unicorno presente nel suo Atlas Coelestis annotò la posizione della stella (la 12 Monocerotis) più luminosa dell’ammasso.
In ogni modo Flamsteed vide solo quella stella e non tutto l’insieme, così che lo scopritore ufficiale deve essere considerato William Herschel che il 24 gennaio 1784 riuscì a identificare con chiarezza il minuscolo gruppetto di stelle, senza però riportare alcunché sulla nebulosa.
Distante 5200 anni luce e con una dimensione angolare di circa 20’, l’ammasso è composto da un centinaio di stelle giovanissime (appena 2 milioni di anni la loro età) che brillano fra la sesta e la tredicesima magnitudine; ed è proprio la radiazione ultravioletta emessa da queste caldissime stelle di tipo O e B appena nato, ad ionizzare la nebulosità circostante e a creare la cavità attraverso la quale si rendono visibili, spazzando via i gas circostanti tramite l’azione dl vento stellare. Cavità che continuerà ad espandersi finché le stelle dell’ammasso non saranno completamente libere da ogni residuo.
Grazie ad una magnitudine integrata di +4,8, NGC 2244 risulta visibile abbastanza agevolmente anche ad occhio nudo, da località non inquinate da luci artificiali. E’ composto da stelle per la maggior parte bianche e azzurre disposte in una caratteristica forma rettangolare; la più brillante è la 12 Monocerotis, una gigante gialla di magnitudine +5.8, che tuttavia non appartiene all’ammasso essendo circa dieci volte più vicina delle vere componenti.
La nebulosa
Il New General Catalogue considera Rosetta come un insieme di parti indipendenti. La sigla NGC 2237, spesso utilizzata per identificare l’intera nebulosa, sta ad indicare in realtà soltanto l settore a nordovest dell’ammasso centrale. NGC 2238 è invece un piccolo addensamento appena più a sud e NGC 2239 non è altro che l’ammasso NGC 2244, indicato due volte con nomi diversi a causa di un errore di posizione fatto da John Herschel; ciò contribuisce a causare confusione dato che alcune mappe e atlanti celesti assegnano invece questa sigla all’intera nebulosa. La sigla NGC 2246 infine si riferisce alla sola parte di nordest.
Questa classificazione un po’ caotica rispecchia l’andamento delle osservazioni condotte nell’arco di diversi decenni dopo la scoperta di Herschel. Il primo a parlare di un accenno di nebulosità fu nel 1864 l’astronomo tedesco Albert Marth, seguito dall’americano Lewis Swift (1820-1913) che nel 1871 osservò gran parte della nebulosa e da Edward E. Barnard che all’insaputa degli studi precedenti nel 1884 individuò tutta la regione occidentale (NGC 2237). In seguito ancora Swift, nel 1886, condusse uno studio sistematico trovando vari settori nebulosi anche nel quadrante orientale (NGC 2246), finché negli anni Novanta, insieme a Barnard, non realizzò che tutte le singole nebulosità erano parte di un’unica complessa struttura.
NGC 2244 (A.R. 06 31 53 – Dec. +04 55 48) si trova a 5200 anni luce. La dimensioni angolari fisiche sono di 30 anni luce.
NGC 2237/39 (A.R. 06 31 30 – Dec. +04 58 50) si trova a 5200 anni luce. Le dimensioni angolari fisiche sono di 120 anni luce.
Da: Coelum 155/2012 La rosa d’inverno di Salvatore Albano pagine 54 – 56)

I segreti del gigante Orione

Dopo le stelle (vedi articolo “Le stelle più belle di Orione) ecco inoltrarci nel profondo cielo della costellazione di Orione.
Di IC 434 – Barnard 33 Nebulosa Testa di Cavallo abbiamo già parlato nel nostro articolo “Il Catalogo Barnard” pubblicato lo scorso 22 marzo. La Nebulosa Testa di Cavallo è una nebulosa oscura che si trova appunto nella costellazione di Orione. La nebulosa si trova appena sotto Alnitak, la stella più a est della Cintura di Orione. È parte di un turbine di gas e polveri, sagomato come la testa di un cavallo, da qui il nome. È una delle nebulose maggiormente riconoscibili e note del cielo, anche se è difficile poterla osservare visualmente: la sua forma caratteristica si può individuare solo attraverso le fotografie dell’area. La prima foto della nebulosa risale al 1888.
NGC 1976 – M 42 è la Grande Nebulosa di Orione, la più bella visibile in cielo. E’ possibile notarla anche ad occhio nudo come una macchia nebbiosa. Si tratta di una delle nebulose diffuse più brillanti del cielo notturno. E’ posta a sud del famoso asterismo della Cintura di Orione al centro della cosiddetta Spada di Orione. Si trova ad una distanza di circa 1.270 anni luce dalla Terra, si estende per circa 24 anni luce. E’ la regione di formazione stellare più vicina al Sistema Solare (vedi anche articolo Da Messier 41 a Messier 50” pubblicato lo scorso 25 maggio).
M 43 o Nebulosa de Mairan è una nebulosa diffusa. Si tratta di una parte, la più settentrionale, della grande Nebulosa di Orione dalla quale è separata solo apparentemente da una banda di nebulosità oscure; M43 avvolge la giovane e irregolare NU Orionis.
NGC 1977 è una nebulosa ad emissione e fa parte del complesso nebuloso molecolare di Orione. La fonte di ionizzazione dei gas della regione è principalmente la stella azzurra 42 Orionis di magnitudine 4.6.
NGC 1981 è un ammasso aperto a nord di NGC 1977. Contiene circa 20 stelle molto luminose e si trova a circa 1500 anni luce da noi. Al suo interno è localizzata da doppia Struve 750 con le componenti di magnitudine 6.5 e 8.5.
NGC 2068 – M 78, di cui abbiamo parlato nell’articolo “Nel cuore di Messier 78” pubblicato lo scorso 30 giugno, è una nebulosa che può essere facilmente individuata a 2.5° a NNE della stella Zeta Ori, Alnitak. M 78 fa parte di un gruppo di nebulose ed è resa luminosa da una coppia di stelle catalogate HD 38563A e HD 38563B di magnitudine 10. L’estensione reale della nebulosa è pari a circa 4 anni luce. Vi si trovano molte stelle variabili del tipo T Tauri, ossia giovani stelle in formazione, come pure diversi oggetti Herbig-Haro. Fa parte del complesso nebuloso molecolare di Orione. Nel gennaio del 2004 la stella V1647 Orionis, una giovane variabile eruttiva situata sul bordo nordoccidentale della nube, subì un improvviso picco di luminosità, illuminando una parte dei gas della nube, che fu chiamata Nebulosa di McNeil dal nome del suo scopritore: questo evento ebbe notevole importanza nello studio delle dinamiche correlate alle giovani stelle di pre-sequenza principale e fu intensamente studiata per due anni, corrispondenti al periodo in cui mantenne una luminosità superiore alla norma; nell’ottobre del 2005 la sua luminosità scese bruscamente.
Nella costellazione di Orione sono osservabili anche numerosi ammassi aperti, fra questi ricordiamo NGC 2169, NGC 2194, NGC 1662, NGC 2112, NGC 2186.
Già nel precedente articolo (“Le stelle più belle di Orione” del 22 novembre) avevamo parlato della stella Yota Orionis. Si tratta di una stella azzurra di magnitudo 2.8, la più brillante della Spada di Orione. Fu W. Herschel ad accorgersi per primo di questa tenue nebulosa il 31 gennaio 1786 che è oggi conosciuta come NGC 1980; è sufficiente un buon binocolo 20×80 utilizzato da un sito molto scuro per scorgere questa evanescente nube di gas e capire che è legata a M 42 da tenuissime volute di luce.
2 – fine

Le stelle più belle di Orione

Fra le costellazioni invernali già ben visibili c’è senza dubbio l’antica costellazione di Orione di cui abbiamo già parlato molte volte e che sul sito Astronomia.com è possibile osservare con il simulatore di costellazioni in 3D (un programma java, che permette di vedere il tutto in 3 dimensioni).
La costellazione di Orione copre 594 gradi quadrati e contiene ben 120 stelle più brillanti della sesta magnitudine. Si tratta di una costellazione molto antica che fu citata da Omero nell’XI libro dell’Odissea. E’ una delle più belle e conosciute di tutto il firmamento (vedi articolo sul nostro sito “Rapita da Orione”). Contiene la famosa Nebulosa di Orione che rappresenta una vera e propria fabbrica di nuove stelle. E’ facile da rintracciare anche per l’allineamento perfetto delle tre stelle che formano la “Cintura” (vedi il nostro articolo del 15 novembre scorso “Alnitak, Alnilam e Mintaka: la Cintura di Orione”)
Non ci sono dubbi che fra le grandi attrazioni della costellazione troviamo la stella Alfa Orionis, Betelgeuse (anche di questa abbiamo parlato tante volte vedi articoli “Una bolla gigante e rarefatta chiamata Betelgeuse”, “Una nebulosa avvolge Betelgeuse”, “Supernovae vicine sono veramente un pericolo per la Terra?”, “Betelgeuse la supernova che presto esploderà”) che insieme a Sirio e Procione forma lo splendido Triangolo Invernale (vedi articolo Betelgeuse, Procione e Sirio).
Non meno interessante è la stella Rigel (Beta Orionis), una supergigante bianco azzurra che fra le altre cose è la stella più luminosa della costellazione (vedi articolo “La bella Rigel, beta Orionis” pubblicato sul nostro sito il 19 dicembre dello scorso anno).
La stella Gamma si chiama Bellatrix, di magnitudine 1,64, dista dalla Terra circa 250 anni luce. Si individua nella parte centrale della costellazione in corrispondenza della spalla destra del gigante Orione. Si trova a nord rispetto alla Cintura e ad ovest di Betelgeuse con la quale forma la base superiore della figura a forma di clessidra disegnata dalle stelle più brillanti della costellazione.
Le stelle Delta, Zeta e Epsilon (rispettivamente Mintaka, Alnitak e Alnilam) formano la famosa Cintura di Orione un asterismo che come dicevamo prima facilita molto nella ricerca di questo vero e proprio gigante del cielo.
Fra le altre meraviglie (e siamo solo all’inizio) della costellazione troviamo Theta Orionis il Trapezio, una delle stelle multiple più famose del cielo (vedi il nostro articolo “Il Trapezio di Orione”).
E veniamo ora a Saiph (Kappa Orionis) la sesta stella più luminosa della costellazione. La sua magnitudine apparente è 2,05. Essa è posta nella parte sud-est della costellazione, in corrispondenza del piede sinistro del gigante. Si trova infatti a sud rispetto alla cintura di Orione e a est rispetto di Rigel con la quale forma la base della figura a forma di clessidra, costituita dalle stelle più luminose della costellazione.
Posta più o meno alla stessa distanza di Rigel, Saiph appare ad occhio nudo meno luminosa di Rigel (che ha magnitudine apparente 0,12). Tuttavia più che a una minore luminosità intrinseca, ciò è dovuto al fatto che, appartenendo Saiph alla classe spettrale B0,5 contro la B8 di Rigel, la prima emette molta più radiazione nell’ultravioletto e meno nel visibile della seconda. Se consideriamo la radiazione totale emessa dalle due stelle, allora esse hanno luminosità comparabili: Saiph è circa 30.000 volte più luminosa del Sole, mentre Rigel è 40.000 volte più luminosa. Le due stelle fanno forse parte della stessa associazione OB, come molte altre stelle della costellazione. Questo significherebbe che sono nate dalla stessa grande nube di gas.
Questa elevata luminosità è causata dalla combinazione di due fattori: un’alta temperatura superficiale e un grande raggio. Saiph ha una temperatura superficiale di circa 26.000 K, che le conferisce un colore blu, e un raggio circa 22 volte quello solare. La massa è stimata essere 16 ± 1 volte quella solare. Stelle così massicce bruciano molto velocemente il loro combustibile nucleare: Saiph potrebbe essere vecchia circa 10 milioni di anni, ma ha già esaurito o sta per esaurire l’idrogeno presente nel suo nucleo. Il rallentamento delle reazioni nucleari all’interno di Saiph ha da poco determinato la sua fuoriuscita dalla sequenza principale. Essa è classificata infatti come supergigante blu. Saiph ha già intrapreso il cammino che la porterà a diventare una supergigante rossa e vista la sua massa elevata, il suo destino finale è quello di esplodere in una supernova. Come tutte le supergiganti, Saiph emette un potente vento stellare.
Sigma Orionis è un sistema multiplo di cinque stelle, che dista da noi circa 1100 anni luce. La stella primaria, Sigma Orionis AB, è a sua volta una binaria visuale le cui due componenti distano 0,25 secondi d’arco l’una dall’altra. La più brillante, Sigma Orionis A, è una calda nana blu di tipo O, con una magnitudine apparente di +4.2 che la rende una delle stelle più luminose conosciute. Sigma Orionis B è una stella di tipo B con una magnitudine apparente di +5.1. Entrambe le componenti orbitano attorno alle altre ogni 170 anni, con una separazione di 90 UA. A e B hanno superfici molto calde, attorno 32.000 K per la prima e 29.600 K per la seconda, con una luminosità rispettivamente 35.000 e 30.000 quella del Sole. Hanno masse rispettivamente di 18 e 13,5 masse solari, il che fa di Sigma Orionis AB una delle più massicce binarie visuali conosciute.
La coppia successiva nel sistema è Sigma Orionis DE, che distano rispettivamente 4.600 e 15.000 UA dal gruppo AB. Entrambe sono stelle di tipo B, con magnitudini di 6.62 per D e 6.66 per E. Sigma Orionis E è il prototipo di un tipo di stelle “ricche di elio”.
L’ultima stella del sistema è Sigma Orionis C, una stella bianca di tipo A. È la più vicina al sistema AB (circa 3.900 UA da questo).
Sigma è la stella che illumina i gas della nebulosa dove si vede per contrasto il profilo della “Testa di Cavallo”.
Per quanto riguarda la stella Yota Orionis rimandiamo all’articolo “Yota Orionis e NGC 1980” pubblicato sul nostro sito lo scorso 5 settembre.
La prossima volta parleremo degli oggetti di profondo cielo.
1 – continua

Gli occhi di Lince di Hevelius

Il famoso astronomo polacco Johannes Hevelius nacque a Danzica il 28 gennaio 1611 da una ricca famiglia di produttori di birra. Studiò giurisprudenza a Leida, viaggiò in Inghilterra e Francia e nel 1634 tornò nella città natale per lavorare nell’impresa di famiglia; a breve divenne anche consigliere comunale. Dal 1639, però, il suo interesse principale fu l’astronomia, sebbene per tutta la vita ricoprì un ruolo importante nella vita pubblica cittadina. Nel 1641 costruì a casa sua un osservatorio, fornito di uno splendido equipaggiamento strumentale, incluso un telescopio. L’osservatorio fu visitato, il 29 gennaio 1660, dal Re Giovanni II Casimiro di Polonia e dalla Regina Maria Gonzaga.
Hevelius fece osservazioni sulle macchie solari e dedicò quattro anni alla mappatura della superficie lunare pubblicando i suoi risultati in Selenographia nel 1647, un lavoro per il quale si guadagnò il titolo di “fondatore della topografia lunare”. Negli anni seguenti scoprì quattro comete (1652, 1661 1672 e 1677) e teorizzò la loro rivoluzione in traiettorie paraboliche attorno al Sole.
Il 26 settembre 1679 il suo osservatorio, gli strumenti e i suoi libri, furono distrutti da un incendio e la catastrofe venne descritta nella prefazione al suo Annus climactericus (1685). Riparò prontamente il danno giusto in tempo per poter osservare la Grande Cometa del dicembre 1680. Ma la sue condizioni di salute si aggravarono e morì il 28 gennaio del 1687.
In un atlante di 56 carte celesti, Firmament urn Sobiescianum (1690), Hevelius delineò undici nuove costellazioni, sette delle quali ancora in uso (Cani da Caccia, Leone Minore, Scudo, Volpe, Lucertola, Lince, Sestante); stampò il libro a casa propria e lui stesso disegnò e incise molte delle tavole.
Fra le costellazioni introdotte da Hevelius c’è anche la Lince (in latino Lynx, abbreviato in Lyn). Si tratta di una debole costellazione settentrionale e il suo nome deriva dal fatto che occorrono gli occhi di una lince per vederla.
La Lince occupa una regione di cielo ad est dell’Auriga particolarmente oscura e priva di stelle appariscenti, esattamente come la vicina costellazione della Giraffa; la sua individuazione è così possibile solo sotto un cielo buio e non inquinato. L’unica stella appariscente è la alfa Lyncis di magnitudine 3,1, che però si trova sul bordo sudorientale della costellazione, ai confini con il Cancro e col Leone. Si tratta di una gigante arancione che si trova a 222 anni luce da noi. Le restanti stelle sono di quarta e quinta grandezza.
Il periodo più propizio per l’osservazione della Lince nel cielo serale è compreso fra i mesi di novembre e maggio.
Una curiosità: 10 Ursae Majoris riporta una nomenclatura appartenente a un’altra costellazione, sebbene ricada nei confini della Lince; si tratta di una nana gialla di magnitudine 3,96, distante 54 anni luce.
La Lince contiene pochi oggetti brillanti; un oggetto del profondo cielo degno di nota è il Vagabondo intergalattico, NGC 2419, il più distante ammasso globulare conosciuto appartenente alla Via Lattea. Fra le galassie, la più brillante è NGC 2683 sul confine con il Cancro: si tratta di una galassia spirale vista quasi perfettamente di taglio, visibile anche con un piccolo strumento amatoriale sotto un cielo buio.
Una stella per amica
Vedi anche gli articoli Le 88 costellazioni dell’IAU pubblicato sul nostro sito il 02 agosto 2011 e Un cielo sempre più grande pubblicato sul nostro sito il 30 luglio 2010

Questa è la storia del Granchio che sfidò Eracle

Il Cancro copre 506 gradi quadrati ed è la più piccola della fascia zodiacale. Risulta facile da rintracciare in quanto si trova fra le stelle Regolo (alfa del Leone) e Polluce (beta dei Gemelli). Al suo interno si trova uno degli ammassi aperti più interessanti di tutto il cielo. Un tempo, il Sole raggiungeva la posizione più alta in cielo proprio in questa costellazione infatti il 21 giugno “solstizio d’estate” il Sole a mezzogiorno è perpendicolare nel cielo alla latitudine di 23,5°. Tale latitudine viene chiamata Tropico del Cancro. Per effetto della precessione degli equinozi in questa data il Sole non si proietta più nel Cancro ma si è spostato nei Gemelli il nome è però stato conservato.
Il Cancro appartiene alle costellazioni che erano già note nell’antichità. Dal punto di vista mitologico è legato alle avventure dell’eroe greco Eracle. Quando Erale lottò contro l’Idra – un mostro simile ad un serpente dalle molte teste – si trovò in una situazione difficile. Per ogni testa della bestia che veniva tagliata ne nascevano due nuove, che subito lo aggredivano. Per metterlo ancora più in difficoltà, dalle paludi comparve un granchio gigante, che lo attanagliò con forza al piede. Eracle non perse tempo con l’alleato dell’Idra e lo schiacciò. Si dice che Era, moglie di Zeus, abbia voluto sfruttare questo combattimento per eliminare Eracle, da lei odiato in quanto figlio illegittimo del marito. Anche se il granchio (o Cancro) ebbe un ruolo marguinale nella storia di Eracle, Era per ringraziarlo della sua eroica impresa lo pose come costellazione tra le stelle del cielo. Lì si trova in compagnia dell’Idra e di altri mostri vinti da Eracle.
I nomi delle due stelle gamma e delta Cancri che affiancano l’ammasso aperto M44 risalgono ad antichi miti. I loro nomi latini sono Asellus Borealis e Asellus Australis.
La stella alfa della costellazione del Cancro si chiama Acubens. Dista 174 anni luce ed ha magnitudine apparente 4,26 e assoluta 0,63 (46 volte il Sole), massa e diametro 2,1 e 3,3 volte quelli del Sole. La sua classe spettrale è A5, la temperatura superficiale 7900 K.
Asellus Borealis è distante 158 anni luce, ha magnitudine apparente 4,66 e assoluta 1,23 (26 unità solari). La classe spettrale è A1IV, la temperatura di 9500 K. Il diametro vale 1,9 volte quello del Sole, la massa è di 2,3 masse solari.
Asellus Australis è distante 136 anni luce, ha magnitudine apparente 3,94 e assoluta 0,84 (38 unità solari). La classe spettrale è K0III, la temperatura di 4700 K, la massa e il raggio valgono rispettivamente 1,8 e 12 volte quelli del Sole.
Tegmine, la stella zeta, è un sistema multiplo. Nota come doppia, scoperta da Tobias Mayer nel 1756, fu considerata tale fino al 1781 quando William Heschel scoprì la terza componente. Il sistema è distante 83 anni luce e ha magnitudine totale 4,67. La coppia stretta forma un sistema con un periodo orbitale di 59,7 anni. I colori sono gialli per entrambe, le magnitudini sono 5,44 e 6,01, la separazione reale media è di 22,5 U.A. poco più della distanza di Urano dal Sole. Gli spettri sono F8V e G5V, le temperature 6300 e 5400 K, le masse e i diametri entrambi rispettivamente 1,2 e 0,9 volte quelli solari. La terza componente, che appare bianca, di magnitudine 6,20 orbita attorno alla coppia stretta in un periodo di 1150 anni. La separazione reale media è di 203 U.A. I suoi parametri sono simili a quelli della stella più debole della coppia stretta. Le magnitudini assolute delle tre stelle sono rispettivamente 3,4-3,97 e 4,16. Ma il sistema è in realtà quadruplo perché l’ultima stella ha un compagno invisibile evidenziato astro metricamente che le orbita attorno in 17,64 anni. La separazione fra le due stelle vale 6,5 U.A. e il corpo invisibile è probabilmente una nana bianca.
L’oggetto più interessante della costellazione è l’ammasso aperto M44 (NGC2632), chiamato anche Presepe o Alveare. E’ uno degli ammassi stellari a noi più vicini (500 anni luce circa).
Un altro ammasso aperto è M67 (NGC2682) e si trova a ovest della stella alfa.
Altre informazioni su M 44 nell’articolo Da Messier 41 a Messier 50 del 25 maggio 2011

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