Corona Australis
Interessante doppia stretta, formata da due stelle bianco-giallastre di uguale spettro (F8V) e magnitudini, rispettivamente, 4,84 e 5,08. La separazione è di 1,21” in 107° (1991, dati di Hipparcos) e il periodo 122 anni, con moto retrogrado.
Simile per splendore, dimensioni e aspetto, ad M15 in Pegaso, ma purtroppo non altrettanto agevole da osservare alle nostre latitudini: troppo basso sull’orizzonte anche per gli abitanti della Sicilia. La stella (V: 4,9) 20’ a nord-nordovest è la stretta doppia h 5014, formata da due gemelle di magnitudine 5,7 e spettro A5 V. La separazione nel 1991 era di 1,67” in PA 12° (dati di Hipparcos): separazione in lento aumento e PA in diminuzione dalla scoperta, fatta da John Herschel nel 1836. 1,6° ad ovest-sudovest di NGC6541 c’è un altro globulare, piccolo, debole ed estremamente poco concentrato (classe XII): NGC6496 (V: 9,2; Ø: 6,9’).
Il gruppo di NGC6726, 6727 e 6729 è un complesso di nebulosità brillanti e oscure, interessante, oltre che di per sé, per le stelle che contiene: variabili nebulari del tipo T Tauri, la più brillante delle quali è la TY CrA. La regione interessata è osservabile, benché piuttosto bassa sull’orizzonte, dalle nostre latitudini siciliane, e si trova un po’ più di 7° esattamente a sud di Ascella (z Sgr; spettro: A3; V: 2,6). La porzione più cospicua del complesso è quella settentrionale, NGC6726 ed NGC6727, due chiazze brillanti che formano una specie di rozza figura ad “8” con l’asse maggiore orientato per nordest-sudovest, esteso circa 2’ x 1,3’, e circondato da un’aureola di filamenti nebulosi. La porzione sudovest è illuminata da una stella di tipo B9 di magnitudine 7,2; la regione nordorientale invece avvolge la variabile TY CrA, un corpo celeste abbastanza insolito per il suo controverso spettro: lo spettro è stato infatti valutato B2 da E. Hubble e W. J. Luyten: sarebbe uno degli spettri più azzurri tra tutte le variabili nebulari. In effetti, la luce della nebulosa ne rende difficile la valutazione, ed oggi prevale una classificazione tra B9 ed A. Circa 4,7’ a sudest si trova la porzione più piccola, ma non per questo meno interessante, del complesso: NGC6729, simile ad una piccola cometa lunga 1,3’. Il nucleo di quest’oggetto è formato dalla variabile R CrA: stella e nebulosa formano un oggetto il cui aspetto ricorda molto quello di NGC2261 in Monoceros, la cosiddetta Hubble’s Variable Nebula. Ovviamente, considerata la stella che la illumina, anche questa nebulosa è variabile: le variazioni di luminosità seguono infatti, generalmente, le fluttuazioni di luce della stella (da 10,0 a 14,36 nel blu); talvolta si può assistere a delle variazioni nella forma di vari dettagli della nebulosa, spesso troppo rapidi per essere fisicamente reali e attribuibili, con tutta evidenza, a meri effetti di luci ed ombre. Il tipo spettrale di R CrA è A5e (Burnham riporta F5). Altre variabili dello stesso tipo presenti nel campo, ma molto più deboli, sono T CrA (1,5’ a sudest di R: varia da 11,67 a 14,3 nel visuale, spettro F0) ed S CrA (9’ ad ovest di R, varia da 10,49 a 13,2 e lo spettro è Ge).
Bernes 157 è una grande area priva di stelle localizzata nella regione che va da un gruppetto di piccole nebulose ad emissione e a riflessione (tra cui NGC6726) e la g CrA (magnitudine 4.23, spettro F7, doppia stretta). Oggetto adatto ai binocoli, più che ai telescopi.
Corona Borealis
Confina con Ercole ad est e a nord, con Boote a nord e ad ovest, con il Serpente (Caput) a sud. La Corona Boreale non contiene oggetti “deep sky” osservabili con telescopi modesti, ma in compenso non è avara di stelle notevolmente interessanti. E’
una delle 48 costellazioni originali di Tolomeo, ed è evidente che il nome le
deriva dalla disposizione delle sue stelle più brillanti. Una leggenda greca asserisce trattarsi della corona di Arianna, la figlia di Minosse, re di Creta. Sarebbe stato Dioniso (Bacco) a fargliene dono, per consolarla dell’abbandono di Teseo dopo l’impresa del Labirinto, nel quale l’Eroe aveva ucciso il Minotauro ed aveva ritrovato la strada del ritorno grazie al filo donatogli da Arianna, che egli aveva sedotta.
Uno dei suoi nomi è Gemma, perché risplende come un gioiello al centro di un semicerchio di stelle che sembra un diadema. Alphecca significa invece interrotta, spezzata, perché la sua figura appare come un semicerchio anziché come un cerchio completo. Nelle antiche raffigurazioni della costellazione, Alphecca indicava il nodo dell’astro che teneva legati foglie e fiori nella ghirlanda. E’ una stella biancoazzurra della sequenza principale, con una temperatura superficiale di 9.900 K. La sua massa è 2,5 volte quella del Sole. Il valore è stato calcolato con precisione, dato che Alphecca fa parte di un sistema binario di cui si conoscono con precisione le caratteristiche orbitali e la distanza (vedi un modello del sistema). La durata della sua vita sulla sequenza principale dovrebbe essere di circa 600 milioni di anni. E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 17,359907 giorni: in quanto binaria spettroscopica non è di grande interesse per gli osservatori amatoriali, dato che la profondità della curva di luce dell’eclisse è di circa 1/10 di magnitudine Vale la pena però di descrivere il risultato di decenni e decenni di studi su questo interessante sistema, schematizzato nel disegno qui sopra. In base al rapporto fra la perdita di luce nelle due eclissi fu possibile risalire alla temperatura della stella principale a quella della compagna e quindi al tipo spettrale di questa, che risultò G5 o G6. Le eclissi hanno la durata di 14 ore; una fase centrale di quasi 2 ore di luce costante al minimo mostra che un’eclisse è totale e l’altra anulare. Risulta che la stella primaria è più grande della secondaria, e precisamente il raggio di Gemma A è 3,2 volte maggiore di quello di Gemma B. Altri calcoli non complicatissimi consentiti dal particolare comportamento del sistema hanno permesso di giungere alla conclusione che Gemma B è una stella molto simile al Sole, con spettro G6 (il Sole è G2V) e MV 5,55 (contro magnitudine 4,83 del Sole). Il tipo spettrale della primaria è A0V, e MV +0,68, la massa 2,5 volte quella del Sole, il raggio equatoriale 2,9 volte quello del Sole. Le due stelle hanno una separazione effettiva di circa 28 milioni di chilometri: più o meno la metà della distanza che c’è tra il Sole e Mercurio.
La stella mostra un moto nello spazio molto simile a quello delle Iadi, e probabilmente è un membro piuttosto remoto di quell’ammasso. E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 10,496 anni, con il sospetto della presenza di un terzo corpo di piccola massa. Lo spettro della primaria è insolito per l’intensità delle righe delle terre rare, e ricorda lo spettro della variabile magnetica a2 Canum Venaticorum, con la quale ha anche in comune l’intensità del campo magnetico che varia periodicamente, con il rovesciamento della polarità, in un ciclo di 18,5 giorni.
E’ una doppia visuale stretta, con un periodo di circa 93 anni, registrata per la prima volta da F. G. W. Struve nel 1826. Dato che il piano dell’orbita è inclinato di soli 6° rispetto alla linea di vista, il PA rimane quasi invariato nel corso del ciclo. Le magnitudini individuali sono 4.0 e 6.0, e i tipi spettrali B9IV e A3V. Il moto è retrogrado, e la primaria è una variabile del tipo d Sct.
h CrB è un sistema binario piuttosto stretto, abbastanza impegnativo per i piccoli telescopi. Il periodo è di 41,56 anni, con la massima separazione di 1,0” che si è avuta nel 1993. Le magnitudini rispettive dei due membri, entrambi di tipo G e molto simili al Sole, sono 5,7 e 6,0. Vedi il grafico dell’orbita.
Interessante binaria (vedi il grafico dell’orbita) per piccoli telescopi. L’esatto periodo non è del tutto certo, e le valutazioni variano dai 340 ai 1.600 anni; le valutazioni più prudenti, comunque, sembrano ormai definitivamente escluse. Le due stelle sono di spettro abbastanza simile (ma le valutazioni del tipo variano da F8 a G1) e le magnitudini sono rispettivamente 3,8 e 4,5. La VR , abbastanza diversa per le due componenti a causa del rispettivo moto orbitale, è di 17 e 11 km/s in avvicinamento. La primaria è a sua volta una doppia spettroscopica, con un periodo di 7,974 giorni e una massa totale di circa 1,7 Soli.
Separazione 1,5” in PA 255°; V: 7,3 e 7,4; si trova a circa 3,5° ad ovest di a CrB. Vedi il grafico dell’orbita.
Prototipo
di una classe che da essa appunto prende il nome. Fu scoperta da E. Pigott che
nel 1795 ebbe la definitiva conferma della variabilità della stella che
seguiva, a causa del suo stravagante comportamento, fin dall’estate del 1783. In effetti questa stella presenta nella sua curva di luce un andamento irregolare totalmente privo di qualunque periodicità: si mantiene intorno a magnitudine 6 anche per anni. Improvvisamente, e senza alcun preavviso, comincia a indebolirsi, e in poche settimane scende di alcune magnitudini, una o due o addirittura 8 o 9; il minimo di solito dura alcuni mesi, qualche volta un anno o due e persino 10. Durante i minimi lo splendore non è costante, ma fluttua casualmente. A causa di tale stravaganza, da oltre centocinquant’anni questa stella viene continuamente tenuta sotto osservazione: la sua storia fotometrica può essere ricostruita con continuità fin dal 1844. Poco più di una decina di stelle sono state ascritte a questa classe. Il fatto che si siano scoperte 5 variabili di questo tipo nella Grande Nube di Magellano consente (grazie alla distanza della Grande Nube) di calcolarne la magnitudine assoluta, cosa che sarebbe impossibile con mezzi trigonometrici data l’eccessiva distanza da noi di tutti gli oggetti noti di questo tipo. Le magnitudini assolute di queste stelle si attestano intorno a -4 o -5. Siamo dunque a valori di luminosità intorno a 10.000 volte quella del Sole. La loro scarsità non è quindi dovuta ad effetti di selezione (sono visibili anche ad enormi distanze): queste stelle sono rare, probabilmente perché attraversano una fase evolutiva molto breve nel tempo. R
CrB ha uno spettro veramente particolare: è stato di volta in volta
classificato come F, G o addirittura M. Oggi sembra di poterlo classificare come
quello di una supergigante (ciò è indicato dalla larghezza delle righe
spettrali) F8, ma peculiare a causa delle imponenti bande di assorbimento dovute
al carbonio presente nell’atmosfera stellare. La composizione dell’atmosfera
sembra infatti essere per il 67% carbonio e solo per il 33% idrogeno ed altri
elementi. Durante la fase di diminuzione della luce, mentre il continuo si
indebolisce, molte righe metalliche appaiono sottili ed in emissione;
nell’infrarosso, in questa fase dell’evoluzione luminosa, lo spettro si
rafforza. Tutto avviene come se la stella si gonfiasse e formasse intorno a sé
una vasta nube che, mentre assorbe la luce, nel contempo si riscalda col calore
dell’astro. Queste osservazioni hanno suggerito la teoria che le variazioni di
luce siano dovute all’emissione di nubi di carbonio, una vera e propria
cortina di fuliggine intorno alla stella, che ne oscura lo splendore. Quando la
nube si dirada o è riassorbita dalla stella, lo splendore torna normale. Questa
teoria, ovviamente, considera R CrB una stella molto vecchia, che ha consumato
la maggior parte del suo idrogeno e sta attualmente attuando il ciclo
dall’elio al carbonio. Ma qual è in effetti lo stadio evolutivo in cui si trovano le stelle di questo tipo? Sono stelle di massa relativamente modesta, di alta luminosità, grosso modo distribuite lungo il piano galattico, abbondano in carbonio e sono scarse di idrogeno, hanno pulsazioni seppure di piccola ampiezza e una serie di insoliti fenomeni atmosferici: tutto ciò fa pensare che la stella appartenga alla cosiddetta vecchia popolazione del disco, e che si trovi pertanto in una fase evolutiva molto avanzata e in rapido svolgimento. Dovremmo trovarci in una fase posteriore a quella di gigante rossa, ed anche a quella del flash dell’elio: secondo alcuni studiosi, come A. E. Lynas-Gray (1981), R CrB si trova in una fase evolutiva che precede la formazione di una stella di Wolf-Rayet o di una nebulosa planetaria.
T
CrB è l’esempio più studiato di “nova ricorrente”. Oggi la stella è di
10a magnitudine, ma in due occasioni, nell’ultimo secolo e mezzo,
essa è improvvisamente balzata fino alla 2a, per poi declinare
nuovamente nel giro di pochissimo tempo. Vi sono pochissime altre stelle note di
cui sia stato documentato più di un’esplosione del tipo nova, e T CrB è di
gran lunga la più brillante; la sola altra che abbia raggiunto la visibilità
ad occhio nudo è RS Ophiuchi. Il
primo outburst documentato di T CrB risale alla notte del 12 maggio 1866, e la
stella fu paragonata, quanto a splendore, ad a
CrB, che è di magnitudine 2,2. Il massimo (circa 2,0) fu raggiunto nella stessa
notte e la stella cominciò a declinare rapidamente, tornando ad essere
invisibile ad occhio nudo nel giro di soli 8 giorni. Il 7 giugno era tornata al
suo precedente stato di bassa luminosità, poi, 100 giorni circa dopo il
massimo, risalì nuovamente fino a magnitudine 8,5 e rimase più o meno di
quello splendore per una novantina di giorni, prima di iniziare il definitivo
declino. Alcuni astronomi mostrarono qualche resistenza nell’accettare T CrB
come una normale nova, a causa del suo massimo insolitamente breve e della sua
relativamente piccola ampiezza. Inoltre la durata dell’outburst era stata
troppo breve: la stella era ridiscesa al minimo in meno di un mese, mentre una
tipica nova ci mette degli anni per tornare allo stato iniziale. Ma
qualche altra nova, un po’ prima (U Scorpii, 1863) e un po’ dopo (RS
Ophiuchi, 1898) avevano mostrato un simile comportamento. E quando U Scorpii
esplose per la seconda volta, nel 1906, e così RS Ophiuchi nel 1933, ci si
aspettò che anche T CrB facesse la stessa cosa. E ciò accadde il 9 febbraio
del 1946. In questo secondo evento la stella mostrò una curva di luce che era
un esatto duplicato della prima, sovrapposte, le
curve di luce dei due eventi; per la curva di luce di una nova
classica, vedi
Nova Aquilae 1918), a parte un massimo un po’ meno pronunciato e un declino
appena più lento della volta precedente. Anche il massimo secondario, 100
giorni circa dopo quello principale, si ripeté con precisione. Ed è in
proposito da notare che è il solo caso di nova ricorrente o veloce in cui
appare un forte massimo secondario, mentre questo è presente in alcune novae
normali. Lo spettro di T CrB è peculiare, e mostra una natura composita: quando
la stella si trova al minimo lo spettro è di tipo M (M3III), ma durante l’outburst
allo spettro M se ne sovrappone uno tipico delle novae. Una situazione simile è
quella di altre variabili quali Z And e R
Aqr, le cosiddette variabili
simbiotiche. La natura binaria di T CrB, così come quella di RS Oph, SS Cyg ed altre variabili eruttive hanno convinto gli scienziati che la causa degli outbursts delle novae ricorrenti e delle SS Cygni risiede nello stesso processo di base: un sistema binario in cui una delle componenti è una calda nana simile ad una nana bianca e almeno parzialmente degenerata; l’altra componente sarebbe una stella molto più grande e fredda. Le esplosioni della stella nana sono causate dallo scambio di materiale, e avverrebbero al superamento di un non ben definito punto critico nell’accrescimento della sua massa. Le novae ricorrenti potrebbero costituire uno stadio intermedio tra le SS Cygni e le novae classiche. In tal caso tutte le novae potrebbero essere ricorrenti, solo che gli intervalli successivi tra le esplosioni delle novae normali sarebbero di secoli o addirittura di millenni.
Periodo 360 giorni; intervallo di magnitudine 5,8-14,1; spettro M6, variabile a lungo periodo tipo Mira, si trova 1° a nord e un po’ ad ovest della stella doppia h CrB; prova a trovarla (quando è al massimo) col binocolo. | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
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