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Confina a nord con Corona Australe e Scorpione, ad ovest con Squadra (Norma) e Triangolo Australe, a sud con Uccello del Paradiso (Apus) e Pavone, ad est con lo stesso Pavone e il Telescopio. Culmina a mezzanotte attorno al 10 giugno. Pur essendo una costellazione tutt’altro che appariscente, con nessuna stella più brillante della 3° magnitudine, fa parte delle costellazioni classiche dell’antichità: per Greci e Romani rappresentava l’altare celeste istituita dagli dei Olimpici per celebrare la loro vittoria sui Titani. Gli dei del pantheon greco quali Zeus (Giove), Hera (Giunone), Hermes (Mercurio) e Athena (Minerva) erano chiamati anche “Olimpici”, mutuando questo appellativo dal Monte Olimpo, che i Greci immaginavano altissimo e situato al centro della Terra. Gli Olimpici erano, secondo la mitologia classica, la più giovane generazione di dei, che avevano conquistato il loro posto nel pantheon rovesciando una più vecchia generazione di dei, quella dei Titani. Ci fu una guerra cosmica, in cui un gran numero di creature terribili furono liberate in giro per il mondo, e vi furono morte e distruzione. L’Altare (Ara in latino) celeste fu posto in cielo dagli Olimpici. Un mito dice che l’Altare fu preparato prima della grande guerra, ed era il luogo in cui gli Olimpici stessi avevano giurato la mutua alleanza nella prossima battaglia contro i Titani. Altre leggende dicono che l’Altare fu eretto, sempre dagli Olimpici, dopo la guerra per celebrare la vittoria. Su questo altare gli dei avrebbero giurato fedeltà a Zeus e dal fumo del suo fuoco sarebbe nata la Via Lattea. La costellazione anticamente era vista anche come fonte di presagi meteorologici: per esempio, se era visibile in un cielo che in altre direzioni fosse annuvolato, i marinai si aspettavano burrasca da sud.
Il Washington Visual Double Star Catalog riporta una compagna di magnitudine 10,99 separata di 55,6” in PA 173°. La primaria è una binaria spettroscopica di periodo incerto. 1° circa ad ovest, quasi sullo stesso parallelo (appena un po’ a sud) c’è l’ammasso aperto IC4651.
Si tratta di una supergigante giallo-arancio; si trova 50’ a nord della doppia g Arae (vedi scheda seguente). Poco meno di 3° a nordest c’è l’ammasso globulare NGC6397.
La compagna di magnitudine 10,21, scoperta da John Herschel nel 1835, è separata di 17,9” in PA 328°. Probabilmente non si tratta di un sistema fisico. A 41.6” in PA 66° c’è una terza stella di magnitudine 12,16.
Questa interessante stella multipla viene osservata per la prima volta all’Osservatorio Astronomico di Brisbane nel 1880. In quel momento, la separazione delle due stelle della coppia principale era di 3,7” in PA 0°. Nel 1991, Hipparcos ha determinato una separazione di 8,66” in PA 250°. Le magnitudini individuali dei due membri sono, rispettivamente, 5,51 e 8,69; gli spettri: G8 V per la primaria e M0 (o K0, secondo altre fonti) V per la compagna. Non c’è accordo sul periodo orbitale: sono stati calcolati periodi assolutamente discordanti, che vanno dai 242 ai 2205 anni. Il grafico considera un periodo di 693,24 anni, con un asse maggiore dell’orbita di 10,415”. Se fosse giusto il calcolo di un periodo di 2.205 anni, l’asse maggiore dell’orbita sarebbe di 23,90”.
Una bella e grande nebulosa, con regioni sia ad emissione che oscure e a riflessione, circa 7° a sud di z Scorpii. La porzione più brillante fu scoperta da John Herschel nel 1836: é estesa 20’ x 12’, ed ha forma grossolanamente triangolare. Nella regione nordorientale si trova l’ammasso galattico NGC6193, le cui giganti azzurre illuminano l’intera nebulosa. La stella dominante dell’ammasso é la multipla Mlb 8 (HD 150136), una gigante di tipo spettrale O5, 3.000 volte più luminosa del Sole. La primaria é di magnitudine 5,9, mentre una compagna di magnitudine 8,9 é separata di 1,6” in PA 14°. C’é una compagna più distante ma più brillante: magnitudine 6,8; questa é separata di 9,6” in PA 266°. Abbiamo una quarta stella di magnitudine 10,4 a 13,4” in PA 160°, e più distanti ancora vi sono altri due membri ancor più deboli.
Uno degli ammassi globulari più estesi e brillanti, scoperto da Lacaille nel 1755 durante la sua spedizione al Capo di Buona Speranza. Solo abbastanza recentemente è stato accertato che non è il più vicino tra tutti i globulari, spettando questo record ad M4. Purtroppo, la sua declinazione troppo meridionale ne impedisce l’osservazione anche dalla Sicilia: solo dall’isola di Lampedusa si può sperare di riuscire ad osservarlo sopra l’orizzonte, ma senza un minimo di soddisfazione. La sua concentrazione è abbastanza scarsa (Shapley IX), il che ne permette la risoluzione in stelle anche con telescopi di modesta apertura. Una particolarità di questo globulare è l’apparente assenza di variabili a corto periodo, così comuni generalmente in questo tipo di ammassi. Le sue stelle più brillanti sono di magnitudine 10-12. I membri più brillanti dell’ammasso sono giganti rosse di magnitudine assoluta –2 circa, 500 volte più luminose del Sole. La magnitudine totale di NGC6397 è abbastanza modesta in paragone dei più noti globulari; il diametro effettivo dell’ammasso dovrebbe aggirarsi sui 50 a. l.; la grande povertà di metalli espressa dal rapporto Fe/H (circa 100 volte meno elementi pesanti rispetto
a
Caeli è una stella doppia, facile anche con strumenti di modeste dimensioni. La
separazione era di 5,6” in PA 112° nel 1898; nel 1933 era salita a 6,6” in
PA 121°. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 4,45 e 12,50: le sole
difficoltà, per gli strumenti più piccoli, è data dalla debolezza della
compagna. La primaria è una variabile del tipo d
Scuti.
Anche g Caeli è una stella doppia, scoperta da W. S. Jacob nel 1847. Al momento della scoperta la separazione era di 2,9” in PA 316°. Nel 1983, data dell’ultima misurazione di cui abbiamo notizia, era di 3,2” in PA 309°. Magnitudini individuali: rispettivamente 4,70 e 8,20. La compagna è una variabile di tipo indeterminato (per quanto ne sappiamo).
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