Non dimentichiamo la Giraffa

La Giraffa (in latino Camelopardalis) è una grande ma debole costellazione dell’emisfero nord. È stata registrata per la prima volta da Jakob Bartsch, genero di Keplero, nel 1624, ma è stata probabilmente inventata in precedenza da Petrus Plancius. È una delle 88 costellazioni moderne. La costellazione occupa una regione buia e dimenticata (almeno dagli astrofili) del cielo boreale; in questa regione sono presenti solo alcune stelle di quarta e di quinta magnitudine, pertanto dalle aree urbane, dove la magnitudine limite è inferiore, l’area di cielo occupata dalla Giraffa appare come un grande spazio vuoto privo di stelle, uno dei più estesi dell’intera volta celeste. A ciò si aggiunge la presenza di molte nubi oscure che mascherano la scia luminosa della Via Lattea, che avrebbe dovuto lambire la parte meridionale della costellazione. Le stelle più luminose della Giraffa sono solo di quarta magnitudine e si trovano tutte sull’estremità meridionale, a contatto con la Via Lattea; le altre regioni sono occupate solo da stelle di quinta grandezza e più deboli. A ulteriore testimonianza della scarsa attenzione dimostrata da popoli e studiosi per questa regione di cielo, nessuna delle stelle della costellazione porta un nome proprio e solo tre riportano la nomenclatura di Bayer. La Giraffa si presenta circumpolare per intero fino alle latitudini medio-basse boreali, mentre la parte più settentrionale arriva fino a pochi gradi dal polo nord celeste; dall’emisfero australe è invece non osservabile per gran parte delle sue latitudini.

Stelle

β Camelopardalis è la stella più luminosa: si tratta di una supergigante gialla di magnitudine 4,03, posta alla distanza di quasi mille anni luce.
CS Camelopardalis è una stella supergigante blu debolmente variabile la cui magnitudine media è 4,21; la sua distanza è di oltre 4000 anni luce, trovandosi così all’esterno del nostra braccio di spirale.
α Camelopardalis è una supergigante blu di magnitudine 4,26; dista quasi 7000 anni luce e si trova sul Braccio di Perseo.

Stelle doppie

Nella vasta estensione della costellazione sono visibili un numero relativamente ristretto di stelle doppie di facile risoluzione.
11 Camelopardalis e 12 Camelopardalis formano una coppia di stelle dai colori contrastanti molto facile da risolvere anche con un binocolo, essendo separate da circa 3′; le componenti sono una azzurra e l’altra arancione.
HD 112014 è una coppia di stelle bianche visibili ad occhio nudo come un’unica stella; per poterle risolvere è necessario un piccolo telescopio.
HD 21769 è una stella al limite estremo della visibilità ad occhio nudo; un telescopio può risolverla in due componenti di sesta e di ottava grandezza, dove la primaria ha un colore bianco e la secondaria azzurro.

Stelle variabili

Le stelle variabili sono abbondanti, grazie anche alle grandi dimensioni della costellazione; qua sono riportate solo le più luminose.
Fra le tante Mireidi spicca la R Camelopardalis che quando è al massimo della luminosità è di settima magnitudine, dunque alla portata di un binocolo; quando è al minimo è di quattordicesima.
S Camelopardalis è molto simile, ma con escursioni più dirotte, mentre la V Camelopardalis scende al minimo fino alla sedicesima grandezza, diventando invisibile anche ad un telescopio piuttosto potente.
RX Camelopardalis è una variabile Cefeide che pulsa in quasi otto giorni fra la settima e l’ottava magnitudine.
Fra le variabili a eclisse spicca SV Camelopardalis una binaria spettroscopica che in poche ore oscilla fra l’ottova e la nona grandezza.

Oggetti non stellari

La Giraffa poggia in parte sulla Via Lattea, ma il ramo in cui si trova appare come il più oscurato dell’intera volta celeste, al punto che anche in direzione dell’equatore galattico la caratteristica scia chiara è quasi del tutto assente; la causa dell’oscuramento sono i grandi banchi di polvere locali appartenenti al nostro braccio di spirale, il Braccio di Orione. Come conseguenza, anche il numero degli oggetti non stellari interni alla nostra galassia è scarso. Fra gli ammassi aperti l’unico facilmente osservabile è NGC 1502, di settima magnitudine e formato da una cinquantina di stelle, visibile anche con un binocolo: si tratta di uno degli ammassi aperti più antichi che si conoscano. Un oggetto curioso è la Cascata di Kemble, un asterismo formato da una lunga sequenza di stelle dalla sesta alla nona magnitudine; non si tratta in realtà di un oggetto fisico, poiché le sue stelle si trovano a distanze diverse e appaiono allineate per un semplice effetto prospettico. In aggiunta a questi due oggetti vi è l’enigmatico Stock 23, situato sul confine con Cassiopea e considerato a volte un ammasso aperto e altre volte un semplice asterismo; si tratta di un oggetto piuttosto appariscente e formato da stelle di magnitudine 7 e 8, ben risolvibile anche con un binocolo. Le polveri oscuranti rendono difficoltosa anche l’osservazione delle galassie, al punto che alcune di esse, anche a causa dello scarso interesse dedicato per quest’area di cielo fino al XX secolo, sono state scoperte sono in epoche relativamente recenti. Fra queste spicca IC 342, appartenente al Gruppo di galassie di Maffei 1, adiacente al nostro Gruppo Locale; la sua magnitudine, pari a 9,1, risente dell’oscuramento ad opera delle polveri galattiche. Un’altra galassia relativamente vicina e luminosa è NGC 2403: essa non risente dell’oscuramento poiché si trova lontana dalla scia della Via Lattea, sul confine con l’Orsa Maggiore; fa parte del gruppo di galassie a cui appartiene anche M81.

Sistemi planetari

Nella costellazione della Giraffa sono note alcune stelle con un sistema planetario aventi un solo pianeta noto. HD 33564 b è un gigante gassoso molto denso con una massa minima di oltre nove volte quella di Giove, che ruota con un’orbita fortemente eccentrica attorno alla stella madre, attraversando pure la zona abitabile; anche HD 104985 b è un gigante gassoso, la cui massa è oltre sei volte quella di Giove.

La virtù non ostentata

Assieme alla Giraffa Bartsch creò anche la Colomba di Noè, il Liocorno, il Rombo, la Mosca, la Tigre, il Giordano e il Gallo, tutte praticamente dimenticate. La Giraffa è sopravvissuta perché è andata a occupare una vasta regione del cielo (757 gradi quadrati) tra Cassiopea e l’Orsa Maggiore fino ad allora priva di punti di riferimento. Non è però facile individuarla, in quanto in essa nessuna stella supera la quarta magnitudine. Nonostante ciò i cinesi con le sue stelle formarono sette asterismi tra i quali uno intitolato alla “Virtù non ostentata”.
Tratto da Wikipedia

L’Associazione dell’Orsa Maggiore

L’Associazione dell’Orsa Maggiore, nota anche come Cr 285, è la seconda associazione stellare più vicina alla Terra, dopo quella di AB Doradus; è formata da un insieme di stelle che possiedono una velocità comune nello spazio e dunque si pensa che possano aver avuto un’origine comune. Il suo centro è situato a circa 80 anni luce da noi. Questo gruppo è ricco di stelle luminose, incluse molte del famoso asterismo del Grande Carro. Tutte le stelle dell’associazione sono all’incirca nella stessa posizione all’interno della Via Lattea e si muovono grosso modo nella stessa direzione e alla stessa velocità, contengono quasi le stesse proporzioni di metalli e, basandosi sulla teoria stellare, avrebbero tutte la stessa età. Questa evidenza suggerisce agli astronomi che le stelle nel gruppo abbiano un’origine comune. Basandosi sull’età delle stelle componenti, si pensa che l’associazione dell’Orsa Maggiore sia stata in origine un ammasso aperto, formatosi da una nebulosa protostellare all’incirca 500 milioni di anni fa. Da allora, il gruppo si è sparso su una regione di circa 30 x 18 anni luce, il cui centro è attualmente a 80 anni luce da noi. Quest’associazione è stata scoperta nel 1869 da Richard Anthony Proctor, che affermò che ad eccezione di Dubhe e di Alkaid, le stelle del Grande Carro hanno un moto proprio che si centra su un punto comune nella costellazione del Sagittario. Così il Grande Carro, a differenza di altri noti asterismi, è in effetti composto in gran parte da stelle in relazione fra loro. Alcuni dei membri della corrente più brillante includono α Coronae Borealis, β Aurigae, δ Aquarii, γ Leporis e β Serpentis.  I criteri attuali per stabilire l’appartenenza o meno all’associazione sono basati sui movimenti delle stelle nello spazio. Questo moto può essere determinato dal moto proprio e dalla parallasse (o distanza), nonché dalla velocità radiale. Il satellite Hipparcos ha recentemente incrementato in maniera notevole sia il moto proprio sia le parallasse stimate delle stelle luminose più vicine, ridefinendo lo studio di questo e di altre associazioni Basandosi sulle loro distanze (misurate da Hipparcis) e sulle loro magnitudini apparenti, la magnitudine assoluta può essere usata per stimare l’età delle stelle. Queste stelle nell’associazione sembrano avere un’età comune di circa 500 milioni di anni. Il centro dell’associazione consiste di 14 stelle, delle quali 13 sono entro i confini dell’Orsa Maggiore e l’altra nella vicina costellazione dei Cani da caccia. La vicina e brillante stella Sirio è stata a lungo considerata come membro del gruppo, ma potrebbe non esserlo, secondo le ricerche condotte nel 2003 da Jeremy King e altri alla Clemson University. Queste ricerche sembrano indicare che questa stella sia troppo giovane per essere un membro. Il nostro Sistema Solare è alla periferia di questa corrente, ma non ne è membro, essendo, al contrario, ben dieci volte più vecchio. Il nostro Sole semplicemente le si è avvicinato durante la sua orbita nella Via Lattea e fino a 40 milioni di anni fa era assolutamente lontano da queste stelle.
Tratto da Wikipedia

Il profondo cielo dell’Orsa Maggiore

La costellazione dell’Orsa Maggiore giace lontano dalla Via Lattea e dai suoi ricchi campi stellari, dunque entro i suoi confini non sono visibili ammassi stellari. Nei pressi della stella Merak si trova una nebulosa planetaria, M97, nota come Nebulosa Civetta a causa delle due macchie scure sul suo disco, che somigliano agli occhi sgranati di una civetta. Innumerevoli sono invece le galassie osservabili entro i suoi confini; tra la più importanti, spicca la coppia formata da M81 (una delle più brillanti del cielo) e M82, appartenenti al gruppo di galassie dell’Orsa Maggiore, uno dei gruppi più vicini al nostro Gruppo Locale. Seguendo un facile asterismo che parte dalla stella Mizar, si raggiunge la galassia M101, anch’essa molto appariscente e vicina. Accanto alla stella Phecda, si individua la galassia spirale barrata M109; a breve distanza dalla stella Merak si osserva invece M108. Tra le altre galassie, è notevole specialmente NGC 3184, una galassia spirale dai bracci molto luminosi e con due grandi regioni HII al suo interno. Sono presenti infine anche due galassie nane satelliti della nostra Galassia: Ursa Major I e Ursa Major II.
M81 è la galassia più grande del Gruppo di M81, un gruppo che conta 34 galassie; la distanza media di questo gruppo è di circa 11,7 milioni di anni luce, pari a 3,6 milioni di parsec, rendendolo così uno dei gruppi di galassie più vicini al nostro Gruppo Locale.
M81 è in interazione con la vicina Galassia Sigaro (M82) e NGC 3077; questa interazione ha strappato via alle tre galassie una discreta quantità di gas idrogeno, che ora forma delle strutture a filamenti che collegano le tre galassie. Inoltre, ha anche causato la caduta di parte di questo gas sulla Galassia Sigaro e su NGC 3077, causando una grande attività di formazione stellare nei centri di queste due galassie.
Si stima che M81 contenga approssimativamente 250 miliardi di stelle, è quindi leggermente più piccola della nostra Via Lattea. Questa e la vicina galassia irregolare M82 sono i membri più importanti del gruppo di galassie di M81, di cui la stessa M81 è il membro principale; sembra che le due galassie si siano incontrate qualche milione di anni fa, causando la deformazione di M82. Tuttora le due galassie sono separate da appena 200 mila anni luce. La sua distanza è ben nota ed è stata stimata in 12 milioni di anni luce, grazie alla scoperta di un gran numero di variabili Cefeidi, molte delle quali ad opera del Telescopio Spaziale Hubble, e grazie alla rideterminazione delle distanze cosmiche operata dal satellite Hipparcos.
M82 subisce gli effetti gravitazionali della sua galassia vicina, la più grande M81; queste forze mareali hanno deformato M82 fin da circa 100 milioni di anni fa. Queste interazioni hanno causato un forte aumento dei fenomeni di formazione stellare.
Qualche centinaio milione di anni fa questa galassia ha avuto un incontro ravvicinato con M81; come risultato di ciò, una gran quantità di gas si è riversata su M82 e in particolare nelle sue regioni centrali. Il più recente incontro fra queste due galassie si è avuto circa 250 milioni di anni fa e ha causato un forte picco della formazione stellare in entrambe le galassie, come è testimoniato dalla distribuzione e dall’età degli ammassi aperti delle due galassie. In seguito sono avvenuti altri due potenti fenomeni di starburst, l’ultimo dei quali circa 4-6 milioni di anni fa, causando la formazione di superammassi stellari. La distanza che separa le due galassie è di circa 300.000 anni luce.
Nelle regioni centrali di M82 l’area di starburst attiva si estende con un diametro di 500 parsec; otticamente, ci sono quattro regioni di elevata luminosità superficiale, catalogate come A, C, D ed E. Queste regioni corrispondono a ben note sorgenti di raggi X, infrarossi e onde radio; di conseguenza, si crede che siano degli ammassi di starburst oscurati sulla nostra linea di vista. È presente un getto bipolare (o supervento), concentrato sulla regione A e C e rifornito dall’energia emessa da esplosioni di supernova, che avvengono mediamente una volta ogni dieci anni.
L’Osservatorio a raggi X Chandra ha rilevato emissioni di raggi X dalla galassia, a circa 600 anni luce di distanza dal suo centro. Alcuni astronomi hanno ipotizzato che M82 contenga il primo buco nero di massa intermedia, circa 200-5000 masse solari invece dei buchi neri supermassicci comunemente ipotizzati al centro delle galassie, la cui massa si aggira sui 30 milioni di masse solari.
Si è per lungo tempo creduto che M82 fosse una galassia di forma irregolare; tuttavia, nel corso del 2005 sono stati scoperti due bracci di spirale simmetrici, ben visibili nelle immagini all’infrarosso della galassia. Questi bracci si originano dalle estremità di una barra centrale, visibile sempre agli infrarossi; sebbene questi bracci siano visibili agli infrarossi, il loro colore naturale è maggiormente blu rispetto al disco, a causa della presenza di molte stelle giovani. Assumendo che la parte settentrionale della galassia sia più vicina a noi, come si spiega in letteratura, il senso di rotazione osservato implica la presenza di bracci trainanti. A causa dell’elevata luminosità superficiale del disco, posto quasi di taglio rispetto alla nostra linea di vista (circa 80°) e della presenza di una complessa rete di filamenti oscuri di polveri visibili nelle immagini ottiche, i bracci di spirale non sono stati mai osservati in precedenza.
NGC 3184 è una galassia spirale situata  a circa 25 milioni di anni luce da noi.  Si tratta di una delle galassie più brillanti della costellazione, individuabile con grande facilità meno di un grado ad ovest della stella μ Ursae Majoris, di terza magnitudine. I suoi bracci di spirale, visibile di faccia, sono ben riconoscibili anche in piccoli strumenti; al loro interno sono ben visibili due regioni H II, catalogate a parte con le sigle NGC 3180 e NGC 3181.
M108 è una galassia spirale vista quasi perfettamente di taglio: la sua inclinazione è pari a 81° rispetto alla nostra linea di vista; i suoi bracci sono fortemente oscurati da grandi complessi di nebulose oscure e polveri interstellari, che rendono invisibile anche in nucleo galattico. Sono note anche alcune regioni H II, in cui hanno sede fenomeni di formazione stellare. La massa totale della galassia sarebbe di soli 14 miliardi di masse solari, ossia circa un ventesimo di quella della nostra Via Lattea. La sua distanza è stata stimata in 45 milioni di anni luce e sembra allontanarsi da noi alla velocità di 772 km/s. In M108 è stata scoperta una supernova di tipo II, la SN 1969B, che raggiunse la magnitudine 13,9 il 23 gennaio 1969.
M97 è una delle più grandi nebulose planetarie conosciute, in termini assoluti: si estende per un diametro di quasi 3 anni luce e la sua magnitudine apparente è pari a 9,9; la stella centrale invece è una nana bianca estremamente calda, di quattordicesima magnitudine, la cui temperatura superficiale si aggira sugli 85.000 kelvin e la sua massa sarebbe pari a 0,7 masse solari. La distanza dell’oggetto è stata a lungo oggetto di dibattito: le stime variavano da un minimo di 1600 anni luce fino ad un massimo di ben 12.000, il che l’avrebbe posta ben oltre il bordo del piano galattico; oggi si tende ad accettare un valore di 2600 anni luce. La massa totale della nebulosa è di 0,15 masse solari e la sua densità è estremamente bassa, circa un decimo di quella media delle altre planetarie; ciò sarebbe indice dell’elevata età della nebulosa, dato che col tempo si è notevolmente espansa e i suoi gas si sono rarefatti. L’età sarebbe dunque sui 6000 anni. Il suo aspetto particolare sarebbe invece dovuto alla sua forma a toro o a cilindro torico, visto da una prospettiva obliqua.
M 109 (conosciuta anche come NGC 3992) è una galassia a spirale barrata a circa 55 milioni di anni luce; fu scoperta da Pierre Méchain nel 1781. M109 ha un’estensione angolare massima di circa 7-8 minuti d’arco, una magnitudine apparente tra 9.5 e 9.6 e un diametro reale di circa 130.000 anni luce. Questa galassia recede da noi alla velocità di 1142 km/s. Una supernova di tipo Ia è esplosa sul bordo sudorientale di questa galassia il 17 marzo 1956; fu catalogata come SN 1956A e raggiunse la magnitudine apparente 12,8. È stata l’unica supernova osservata fra i bracci di questa galassia. M109 ha tre galassie satelliti, catalogate come UGC 6923, UGC 6940 and UGC 6969, e probabilmente ve ne sono anche altre più piccole; sono state condotte su queste galassie compresa la primaria un buon numero di osservazioni nella linea di emissione dell’idrogeno. La distribuzione delle regioni H I di M109 è regolare, con un’estensione radiale di basso livello all’esterno del disco galattico, mentre nella regione della barra è presente un buco nella distribuzione dell’idrogeno neutro. M109 è la galassia più brillante del Gruppo di M109, un grande gruppo di galassie situato nella costellazione dell’Orsa Maggiore che potrebbe contenere anche più di 50 galassie.
La Galassia Girandola (nota anche come M 101, o NGC 5457) è una galassia a spirale. La galassia fu scoperta nel 1781 da Charles Messier e da Pierre Méchain. William Herschel fu il primo a osservare delle piccole macchie (che in realtà erano dei frammenti dei bracci a spirale) circondare la galassia.
M101 è una galassia di notevole estensione se comparata con la Via Lattea; secondo diversi studi la sua massa sarebbe di circa 16 miliardi di masse solari, ma sembrerebbe essere un valore troppo basso, forse dovuto alla bassa luminosità superficiale della galassia; secondo le nuove scoperte, che comprendono l’individuazione di regioni H II e una forte velocità di rotazione, la massa di M101 sarebbe compresa fra 100 e 1000 miliardi di masse solari.
Un’altra proprietà particolare di questa galassia è la presenza di vaste e luminosissime regioni H II, che nelle fotografie raggiunge il numero di 3000 unità; queste regioni, in cui ha luogo la formazione stellare, contengono un gran numero di stelle giovani e calde, di colore blu.
Da un lato la galassia presenta un’asimmetria; si crede che si sia formata in tempi astronomicamente recenti a causa dell’interazione con un’altra galassia, che ne ha deformato i bracci a causa delle potenti forze mareali. Inoltre, questo incontro ha amplificato le onde di densità del bracci della galassia, che ha causato a sua volta la compressione del mezzo interstellare con conseguente aumento dell’attività di formazione stellare.
M101 possiede cinque galassie compagne di discrete dimensioni: NGC 5204, NGC 5474, NGC 5477, NGC 5585 e Holmberg IV. L’interazione fra M101 e le sue galassie satelliti può aver favorito l’aumento della formazione stellare nei bracci di M101; inoltre sembra che questa galassia sia stata distorta dalla vicina NGC 5474. M101 e le sue galassie compagne formano la quasi totalità del gruppo di galassie noto come Gruppo di M101.
Elaborato da Wikipedia

La costellazione del Drago

Come nel caso dell’Eridano e del Serpente, l’inventore della costellazione del Drago non ha dovuto sfruttare più di tanto la propria fantasia per immaginare un Drago tra stelle vicine alla stella Polare: bastava “unire con un tratto di penna”  più puntini luminosi ed ecco lì che il Dragone è bello che pronto. Pensate che nemmeno H.A.Rey, un esperto nel campo, era riuscito a fare di più: un drago sinuoso che si avvolge tra le stelle del cielo.
Stelle vicine
Ci sono una dozzina di stelle al di sotto della soglia dei 60 anni luce, distanza dalla quale il Sole apparirebbe (ma in realtà “appare”) di sesta magnitudine e perciò invisibile ad occhio nudo.
Le stelle più vicine a noi, perché si tratta di una stella doppia, sono Gliese 725 A B, entrambe di classe M3 e distanti da noi 11.5 anni luce: dai paraggi di queste due stelle, il Sole brilla di magnitudine 2.5 in un campo stellare del nostro cielo australe, con stelle del calibro di CanopoSirioAlfa Centauri ed altre della costellazione della Nave di Argo (Vele e Poppa della nave). La presenza di tutte queste stelle del nostro emisfero australe dovrebbe apparire ben chiara: la costellazione del Drago si trova dalle parti del Polo Nord Celeste e osservando il cielo da quella zona, il Sole viene proiettato nella parte opposta, in vicinanza del Polo Sud Celeste: tutto questo perché, ricordiamolo sempre, le stelle hanno coordinate tridimensionali in uno spazio tridimensionale e quelle più vicine a noi permettono il verificarsi di giochi prospettici del tutto nuovi ed al quale non siamo abituati.
Parlando di novità, potrete scoprire che da Gliese 687 (posta a poco meno di 15 anni luce da noi) il nostro Sole (di magnitudine 3) si trova all’interno del cosiddetto LMC (Large Magellanic Cloud), un ammasso stellare molto vicino alla Via Lattea, visibile anche ad occhio nudo come un bel batuffolo di cotone, ma non dalle nostre latitudini.
Da σ Dra e da χ Dra invece il Sole, quasi di quarta magnitudine, ora non fa più parte apparentemente dell’LMC, dal quale è ben staccato: da GJ 1221 invece il Sole appare proprio ai margini dell’ammasso stellare  mentre (saltando alla stella HIP 85235) ormai superata la quinta magnitudine appare poco luminosa tanto da confondersi stavolta proprio con le stelle dell’LMC!
Proprio perché siamo in presenza di stelle da considerare non spiaccicate sulla sfera celeste, ma sempre in tre dimensioni e poste nello spazio ognuna ad una certa distanza, ora accade che dalla stella 26 Dra (posta a 46 al da noi) il nostro Sole, diventato praticamente invisibile ad occhio nudo, si trova in un campo stellare dove ora ha fatto la sua apparizione nientemeno che Altair, oltre alla già citata χ Dra. Se riuscite a “vederlo” si tratta di un gioco di prospettive stupefacente!
Stelle Polari
No, non è sbagliato il titolo! E’ giusto il plurale! Noi tutti bene o male conosciamo la stella polare, all’interno dell’Orsa Minore, che gli antichi chiamavano Alruccabah: noi la chiamiamo “Polare” perché negli ultimi millenni è proprio lei a trovarsi vicina al Polo Nord Celeste. Sappiamo che per effetto della precessione degli equinozi (a questo link trovate il mio articolo) il PNC si sposta lentamente nel cielo descrivendo un cerchio in circa 26000 anni, avvicinandosi di tanto in tanto a stelle luminose.
Il titolo del paragrafo parla perciò a ragione di stelle polari, dato che anche la stella α Dra (Thuban) può diventare per un certo tempo la stella “Polare”: lo è stata circa nel 2700 a.C. (all’epoca della costruzione delle Piramidi egiziane) e lo sarà nuovamente nell’anno 21000 (circa!!) .
Ho sottolineato più volte la parola “circa” perché i valori indicati sono assolutamente approssimati, specie il periodo della Precessione degli equinozi (come spiego ampiamente nell’articolo): tengo a precisarlo perché non di rado esce il solito studio “scientifico”  del solito scienziato dai lunghi capelli, che collega il periodo suddetto ad improbabili eventi (di solito catastrofici, che strano!). Come sempre, sommando ad un valore iniziale “di comodo” un altro valore “di comodo” (vicino a 26000) per la precessione si ottiene magicamente la data esatta di un evento, che tanto per cambiare poi non avviene…
Oggetti deep sky
Tra i tantissimi oggetti deep sky presenti all’interno della costellazione del Drago, ne ho scelti quattro assolutamente fantastici. Iniziamo dalla nebulosa planetaria NGC6543.
E poi la  galassia lenticolare nota come NGC 5866, ma catalogata anche da Messier come M 102.
In mezzo a queste meraviglie gigantesche, ecco invece la “Draco Dwarf Galaxy” (galassia nana del Drago), un ammasso di stelle molto interessante.
Tornando ad oggetti grandissimi, ecco di nuovo una galassia a spirale barrata, denominata NGC 4319 e Markarian 205, una galassia molto compatta, attiva, con forti emissioni nell’ultravioletto, in parole povere una quasar a bassa luminosità
Veniamo ora alle stelle del Drago di dimensioni importanti. Partiamo da 4 Dra, una  gigante rossa con un diametro di “appena” 104 volte quello del Sole: nulla a che vedere con BetelgeuseAntaresρ CasP Cyg e VY CMa veri mostri del cielo, ma sempre tre volte più grande della blasonata Aldebaran.
Scendendo di grandezza, troviamo 7 Dra, della stessa classe della povera Aldebaran, che batte con un diametro quasi esattamente doppio. Successivamente troviamo la gigante d Dra, di classe F7 e scendendo ancora di più ci imbattiamo nella β Dra (Rastaban) una stella della stessa classe spettrale del Sole (G2).
Anche questo articolo di Pierluigi Panunzi fa parte di una serie che potete trovare su Astronomia.com che fa uso del Simulatore di costellazioni in 3D, che vi consigliamo di andare subito a sperimentare!
Vedi anche il nostro articolo Drago: 5000 anni fa era Tuban la Stella Polare del 01-11-2010

Un giretto (senza pretese) fra le costellazioni circumpolari

Oggi mi sono divertita a giocare con il libro di Piero Bianucci “Stella per stella”, un viaggio nelle costellazioni, una vera e propria guida turistica per chi è interessato a scoprire i segreti dell’universo.
Cominciando dalle costellazioni circumpolari (che non tramontano mai) alla latitudine dell’Italia ho individuato per ognuna un oggetto (non sempre famoso) ma che in qualche modo ha attirato la mia curiosità. Ricordo che alla nostra latitudine le costellazioni circumpolari sono sei: Orsa Maggiore, Orsa Minore, Cassiopea, Cefeo, Drago e Giraffa.
Per quanto riguarda l’Orsa Minore parlerò di Kochab, ovvero beta UMi che tremila anni fa era la stella brillante più vicina al polo. Di seconda magnitudine ma un po’ meno luminosa della Polare, Kochab si trova a circa un centinaio di anni luce e si allontana da noi alla velocità di 18 Km/s. Brilla come 130 Soli ed è di classe K, quindi ha un colore giallo – arancione.
Kochab è dunque una gigante arancione e si trova a 16 gradi dalla stella Polare. La temperatura superficiale è di 4190 K.
Passando all’Orsa Maggiore, due gradi e mezzo a sud est da Beta Ursae Majoris ecco M 97 detta “nebulosa del gufo” perché in effetti ricorda la testa di questo uccello: è un dischetto chiaro molto evanescente del diametro di 3’20” nel quale si distinguono due piccole cavità scure che possono assomigliare agli occhi di un gufo e un addensamento centrale al posto del becco. M 97 è una delle più estese e vicine nebulose planetarie. La scoperta risale a Méchain che nel 1781 la descrisse come “un oggetto difficile a vedersi, dalla luce fioca, senza stelle”. Fu Lord Rosse nel 1848 a distinguere le due cavità oscure  e a parlare della somiglianza con la testa di un Gufo. Come tutte le nebulose planetarie anche M 97 testimonia il dramma di una stella giunta all’esaurimento delle sue scorte di energia e quindi collassata in una minuscola nana bianca. Nel collasso gli strati superficiali della stella vengono espulsi e vanno a formare la nebulosa. In questo caso la stella collassata è di magnitudine 14 e può essere scorta al centro del dischetto chiaro con un telescopio di almeno 30 centimetri. Il suo diametro dovrebbe essere almeno il 4 per cento di quello del Sole, la massa il 15 per cento. La sua superficie è molto calda: 85000° centigradi tanto che la magnitudine assoluta risulta superiore di mezza magnitudine a quella del Sole nonostante le dimensioni siano tanto inferiori.
Nel novembre del  1572 una stella nuova apparve nella costellazione di Cassiopea, rimanendo per alcuni mesi più brillante di Venere. Deve il suo nome al grande astronomo danese Tycho Brahe, che la studiò a fondo arrivando alla conclusione sconvolgente per l’epoca che la stella nuova doveva appartenere al cielo più lontano, quello delle stelle fisse, fino ad allora ritenuto immutabile. Oggi la supernova di Tycho, residuo della stella esplosa nel 1572, è una bolla di gas alla temperatura di alcuni milioni di gradi che si espande nello spazio alla velocità  di milioni di chilometri all’ora.
Studi più recenti fatti con i radiotelescopi indicano che la supernova di Tycho (localizzata 1° 30’ da Kappa Cassiopeiae) si trova ad una distanza di oltre 10 mila anni luce: ciò significa che nel parossismo esplosivo raggiunse una luminosità pari a 300 milioni di stelle come il Sole. Si tratta in assoluto dell’oggetto più brillante di cui si abbia notizia nella nostra Galassia. La magnitudine assoluta raggiunta dalla supernova di Tycho fu -16,5; collocata ad una distanza di 32 anni luce sarebbe apparsa 40 volte più  luminosa della Luna piena. Nel 1937 appare una supernova nella galassia IC 4182 che toccò la magnitudine -18,2, qualcosa come un miliardo e seicento milioni di Soli.
AG Draconis è una stellina apparentemente trascurabile tra la nona e la decima magnitudine a circa 7° lungo l’allineamento di beta e gamma dell’Orsa Maggiore; merita però attenzione perché appartiene alla curiosa classe delle “stelle simbiotiche”. Si tratta di una convivenza fra due stelle e una nebulosa che deriva da materia dispersa nello spazio dagli astri stessi. Lo spettro è quello di una stella rossa molto fredda con le tipiche righe di assorbimento dell’ossido di titanio, alle quali si sovrappongono righe di emissione dell’idrogeno, dell’elio, dell’ossigeno, caratteristica tipica di molte nebulose. Poiché la stella rossa non è in grado di scaldare la nebulosa fino a farle emettere queste righe spettrali bisogna supporre l’esistenza di una stella nana blu troppo debole per essere visibile nell’ottico. Inoltre AG Draconis è lievemente variabile con un periodo di 554 giorni e va soggetta a ricorrenti esplosioni che ne fanno aumentare la luminosità anche di quattro volte.
Pare che il modello possa essere questo: la stella principale è una gigante rossa che perde grandi quantità di materia sotto forma di vento stellare o per un risucchio gravitazionale prodotto dalla stella blu, molto vicina. Una parte di materia si distribuisce su un doppio disco a forma di ottovolante  molto esteso e spiraleggiando si riscalda a più di 100 mila gradi. I venti stellari delle due componenti si scontrano in una regione intermedia e qui vengono emessi raggi X. Tra le stelle simbiotiche infatti AG Draconis è la più intensa sorgente X conosciuta.
Arrivati al Cefeo non possiamo non accennare alla famosa Delta Cephei che da il nome alla categoria delle Cefeidi ed è una delle stelle variabili più famose e più importanti della storia dell’astronomia in quanto ha permesso di valutare le distanze di oggetti molto remoti dove il metodo trigonometrico della parallasse non può assolutamente arrivare.
Detto questo puntiamo lo sguardo su Mu Chephei, chiamata da Herschel la “stella granata”. Varia tra le magnitudini 3,7 e 5 con un periodo piuttosto irregolare intorno ai 755 giorni. Fisicamente è una stella assimilabile alla gigante rossa Betelgeuse. Nel suo spettro sono insolitamente forti le righe di assorbimento del vapore acqueo.
Mu Cephei è una supergigante rossa di tipo spettrale M2 Ia, le cui dimensioni sono colossali: possiede infatti un raggio 1420 volte quello del Sole, e se si trovasse al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino alle orbite di Giove e Saturno. Si conoscono solo sette stelle più grandi, tra quelle di cui è stato possibile stimare il raggio e comunque è l’astro più grande che sia possibile vedere ad occhio nudo sia pur non facilmente.
La stella si trova nelle ultime fasi della sua evoluzione: ha iniziato a fondere l’elio in carbonio, dopo aver cessato la normale fusione di idrogeno in elio. È prevedibile che la sua vita durerà ancora alcuni milioni di anni, al termine dei quali probabilmente esploderà, a causa della sua massa pari a 25 volte quella del Sole, in supernova, che illuminerà brevemente i cieli della Terra con un’intensità pari quasi a quella della luna piena.
E per concludere questa nostra scorribanda fra gli oggetti delle costellazioni circumpolari ecco a voi S e Z Camelopardalis.
S Cam è una stella pulsante a lungo periodo scoperta da Epsin nel 1891. In 326 giorni oscilla tra la magnitudine 8 e la 10,3. Il suo spettro presenta forti righe del carbonio. La curva di luce è abbastanza particolare perché l’ascesa al massimo richiede un centinaio di giorni segue un massimo prolungato (quasi altrettanto) e si ha poi un graduale ritorno al minimo. In genere invece si ha una rapida ascesa al massimo e poi un lento declino. Se la distanza stimata in circa 2800 anni luce è esatta quando è al culmine della sua luminosità S Camelopardalis brilla 400 volte più del Sole. Il suo diametro dovrebbe aggirarsi sui 300 milioni di chilometri: collocata al centro del Sistema Solare arriverebbe a metà strada fra l’orbita di Marte e quella di Giove.
Z Cam è un’altra stella atipica scoperta nel 1904. E può essere considerata una nova nana o una variabile eruttiva in quanto presenta irregolari fasi esplosive che la fanno salire dalla magnitudine 13 alla 10. Le stelle Z Cam sono una sottoclasse delle stelle U Gem. La loro particolarità consiste nel fatto che, dopo un’esplosione, non ritornano alla normalità, ma restano su valori intermedi tra massimo e minimo per alcuni cicli. Questi cicli durano da 10 a 40 giorni.

I poli celesti: alfa UMi e sigma Octantis

I poli celesti sono due punti diametralmente opposti individuati dall’intersezione dell’asse di rotazione terrestre con la sfera celeste. Possono anche pensarsi come la proiezione dei poli geografici sulla sfera celeste e assumono quindi i nomi di polo celeste Nord e polo celeste Sud o più raramente anche polo celeste boreale e polo celeste australe. Quello contenuto nell’emisfero celeste visibile si chiama polo celeste elevato, l’altro si chiama polo celeste depresso.
L’altezza del polo celeste elevato è uguale al valore assoluto della latitudine dell’osservatore. Ne discende che per un osservatore posto nell’emisfero boreale il polo celeste elevato è quello Nord, nell’emisfero australe quello Sud; all’equatore ambo i poli celesti giacciono sull’orizzonte e coincidono con i punti cardinali Nord e Sud; ai poli geografici il polo celeste omonimo è elevato e coincide con lo Zenith, l’altro è depresso e coincide con il Nadir.
I poli celesti sono anche poli dell’equatore celeste hanno quindi declinazione di +90°e -90°, rispettivamente per il polo celeste Nord e per il Sud. La retta passante per i poli celesti è detta asse celeste.
Osservato da un punto della superficie terrestre il cielo sembra ruotare da Est verso Ovest, compiendo un giro completo in 23 ore 56 minuti e 4 secondi (giorno siderale). Questo fenomeno è dovuto alla rotazione della Terra attorno al proprio asse. I poli celesti rimangono per conseguenza della definizione fissi nel cielo e tutti gli altri punti sembrano ruotare loro attorno.
Gli astri compresi all’interno del cerchio che ha per centro il polo celeste elevato e raggio pari all’altezza del polo sull’orizzonte si chiamano circumpolari e non tramontano mai: sono visibili a ogni ora del giorno e della notte, in ogni periodo dell’anno. Simmetricamente, quelli compresi in analogo cerchio con centro nel polo celeste depresso  non sorgono mai.
La Stella Polare (alfa UMi) è attualmente molto prossima al polo celeste Nord. Questa vicinanza è tuttavia momentanea: a causa della precessione degli equinozi. La Stella Polare resterà prossima al polo solo per qualche secolo, cioè per una piccola frazione del periodo complessivo di precessione, chiamato grande anno, che vale poco meno di 25.800 anni. La vicinanza della Stella Polare al Polo Nord celeste è assai utile per orientarsi, soprattutto nella navigazione: giace quasi sulla verticale del punto cardinale Nord e la sua altezza è quasi uguale alla latitudine geografica dell’osservatore. La Stella Polare è tuttavia visibile soltanto dall’emisfero boreale.
Attualmente nell’emisfero celeste boreale la Stella Polare è molto vicina al polo vero, mentre nell’emisfero celeste australe nessuna stella brillante è abbastanza prossima al polo e il ruolo polare appartiene a sigma Octantis.
Polo celeste Nord
È assai facile individuare la posizione del polo celeste Nord sulla volta celeste poiché nelle sue immediate vicinanze si trova la Stella Polare, abbastanza brillante. Rivolti verso Nord conviene individuare la grande costellazione dell’Orsa Maggiore e prolungare la congiungente delle sue due stelle che si trovano da banda opposta rispetto alla coda, Dubhe (alfa UMa) e Merak (beta UMa), per un tratto pari a circa 3,5 volte la distanza che le separa. La stella indicata è la Polare.
Polo celeste Sud
Nessuna stella brillante gli è vicina. Rivolti verso Sud conviene cercare la costellazione della Croce del Sud e prolungarne il braccio maggiore per un tratto pari a circa 4,5 volte la sua lunghezza. La debole stella indicata è Sigma Octantis vicinissima al polo.
Sigma Octantis  ha la particolarità di essere la più vicina al polo sud celeste tra gli astri conosciuti, motivo per cui talvolta è chiamata Polaris Australis. Tuttavia essa si sta allontanando dal Polo dopo esserne giunta alla minima distanza nel 1872.
Dato che la sua magnitudine prossima a 5,5 è praticamente invisibile a occhio nudo e non viene usata come riferimento se non indirettamente utilizzando la luminosissima costellazione della Croce del Sud prolungando di 4,5 volte la linea formata dalle stelle Acrux e Gacrux.

Vaghe stelle dell’Orsa Maggiore …

Quando ammiriamo il luccichio della volta stellata, la maggior parte delle volte ci risulta arduo vedere nelle varie costellazioni i personaggi o gli animali che vogliono rappresentare. Spesso ci sembra tutto così fantasioso! Eppure lo studio delle costellazioni è fondamentale per un astrofilo, perché sapersi bene orientare fra gli innumerevoli astri che ci sovrastano è importante per chi vuole conoscere il cielo quanto lo è per un metropolitano riuscire a districarsi nel bel mezzo di una rete stradale cittadina.
La costellazione…capostipite, quella cui normalmente si fa riferimento per trovare le altre e, forse proprio per questo, la più famosa, è l’Orsa Maggiore, anche se per la maggior parte dei neofiti essa si identifica con un asterismo di 7 stelle relativamente brillanti noto come il “Gran Carro”. In realtà, la costellazione è ben più vasta. Con un’estensione di 1280 gradi quadrati è preceduta soltanto dall’Idra e dalla Vergine.
Contrariamente a quanto si potrebbe credere, l’Orsa Maggiore non è completamente circumpolare alle nostre latitudini, dal momento che si estende sino a 30 gradi circa di declinazione; circumpolari sono invece le 7 stelle del Carro che nell’antica Roma simboleggiavano 7 buoi, perché col loro lento vagare attorno al polo nord celeste richiamavano alla mente questi docili animali addetti all’aratura; in latino venivano chiamati triones e da questi septem triones (sette buoi, appunto) è derivato il nostro settentrione, termine usato per indicare il nord. Alle stelle del Gran Carro sono state assegnate le prime 7 lettere dell’alfabeto greco, mentre i rispettivi nomi arabi sono significato talvolta oscuro, perché molto dipende dai miti che vi si ricollegano. Pare comunque assodato che l’orsa in questione altri non è se non Callisto, la bella figlia di Licaone amata da Zeus e da questi trasformata nel plantigrado per sottrarla all’ira funesta di Era.
Alfa Uma o Dubhe (”dorso dell’orsa”) è una gigante rossa di magnitudo 1.8 e distante 75 anni luce. Possiede una compagna di 7a a poco più di 6 primi di distanza verso sud-ovest che con ogni probabilità è fisicamente legata alla principale. Entrambe sono a loro volta doppie: la prima è una doppia visuale, anche se la separazione (0,8 secondi!) e la differenza di luminosità tra le due componenti (3 magnitudini) la rendono estremamente critica da separare; la seconda è solo una doppia spettroscopica.
Beta o Merak (”lombo”) è una stella bianca di magnitudo 2.4 distante 62 anni luce e con una luminosità 40 volte superiore a quella del Sole.
Gamma o Phachd (oppure Phechda, “coscia”) è un’altra stella bianca di magnitudine 2.5 e distante 75 anni luce e 50 volte più brillane della nostra Stella.
Delta o Megrez (”radice della coda”) è la più debole dell’asterismo, essendo soltanto di 3a grandezza. È una stella bianca 16 volte più brillante del Sole che da molti era stata ritenuta una variabile a lunghissimo periodo, ma sembra che ciò sia in realtà imputabile a errori di stima fatti nel passato. La distanza di Megrez è di 65 anni luce (a poco meno di 1.5 gradi NE si trova la curiosa coppia di stelle M 40).
Proseguendo lungo il Timone del Carro troviamo Epsilon o Alioth (”coda della pecora orientale”?); è ancora una stella bianca di magnitudo 1.8, una 60-ina di volte più brillante del Sole e distante 62 anni luce.
La più interessante, però, è Zeta o Mizar (“grembiule”, un nome assegnatole nel XVI secolo da C. Scaligero), senza dubbio la più famosa stella doppia del cielo. Non occorre una vista particolarmente acuta per accorgersi di una compagna più debole situata a una dozzina di primi verso est. È strano che questa stellina non sia stata ricordata nell’antichità, ma ciò si potrebbe spiegare col fatto che l’astronomo persiano Al Sufi nel X secolo l’aveva stimata di magnitudo 5.6, il che farebbe pensare che nel corso dei secoli sia aumentata di luminosità sino al valore attuale che è un paio di magnitudini più debole della primaria. Ciò spiegherebbe altresì perché non compare nel celebre catalogo che Tolomeo pubblicò nell’Almagesto. Mizar e Alcor (”cavaliere”, così si chiama la compagna) sono però a loro volta doppie. Mizar è un facile bersaglio per qualunque cannocchiale, perché è costituita da 2 stelle bianche separate da poco più di 14”, ciascuna delle quali è una doppia spettroscopica con periodi rispettivamente di 20 giorni, per la più luminosa delle 2 (denominata Mizar A), e di 182 giorni per l’altra (Mizar B). Sembra proprio di trovarsi di fronte al gioco delle scatole cinesi!
Anche Alcor è una doppia spettroscopica che, come pare ormai confermato, è gravitazionalmente legata a Mizar; tuttavia, data la loro distanza reciproca di 1/4 di anno luce, il periodo orbitale che ne risulta è di circa 800.000 anni. Se da ultimo consideriamo il fatto che piccolissimi spostamenti periodici di Mizar B fanno sospettare fortemente la presenza di una stella che orbita intorno alla coppia in poco meno di 4 anni, possiamo tranquillamente affermare che Zeta Ursae Maioris, la cui distanza è circa 80 ani luce, è addirittura una stella… settupla! L’ultimo membro del “Carro” è la Eta che possiede 2 nomi: Aikaid e Benetnasc, entrambi derivati da AI-kaid al-Benat al-Nasc (”il capo delle prefiche”). È una stella azzurra di magnitudo 1.9 distante un centinaio di anni luce. Sia quest’ultima sia la Alfa si muovono nello spazio in direzioni completamente diverse dalle altre 5 stelle, ragion per cui l’asterismo che vedranno i nostri lontani pronipoti avrà perduto la sua caratteristica forma.
Il Galassiere

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