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Delphinus
Non contiene oggetti di grande rilevanza per gli astrofili, a parte due piccoli ammassi globulari, un paio di nebulose planetarie per strumenti di buona apertura e la nova del 1967. Interessanti sono invece, come vedremo, i nomi delle sue stelle a e b. Veramente unico, infatti, è il modo in cui sono state battezzate. La
costellazione del Delfino rappresenta, a seconda del mito cui si voglia
collegare, il delfino che conquistò una moglie per Poseidone (Nettuno), dio del
mare, ovvero quello che salvò la vita al famoso poeta e musicista Arione,
personaggio storico vissuto intorno al 600 a. C. Poseidone
cominciò a cercar moglie in conseguenza della grande guerra in cui i vecchi dei
furono rovesciati e lasciarono a Poseidone stesso, e ai suoi compagni della
generazione dei nuovi dei “Olimpici” il potere sull’universo. Il dio del
mare corteggiava la ninfa Anfitrite, ma essa era disgustata dalle sue maniere
rudi, e lo sfuggiva. Poseidone allora le mandò dietro il delfino. Questi perorò
la causa del dio con gran cortesia e con ardenti parole, tanto che Anfitrite finì
per accettare di sposare Poseidone. Come premio, il dio pose un’immagine del
delfino tra le stelle perché fosse ricordato per sempre. Un’altra
storia racconta del poeta e musico Arione, che si era guadagnato una fortuna
alla corte del re Periandro di Corinto. Arione passò molti anni a Corinto, ma
non era lì che era nato. E nella vecchiaia gli venne nostalgia della terra
natia. Così supplicò il re di consentirgli di visitare ancora una volta la sua
patria. Durante
il suo viaggio verso casa, Arione fu imprigionato dai marinai della sua stessa
nave, che decisero di buttarlo a mare e dividersi i suoi averi. Arione tentò di
ritardare la propria morte cantando un bellissimo inno ad Apollo. Il dio fu così
gratificato che mandò un delfino per portare in salvo il poeta. Quando
la nave fece ritorno a Corinto, i marinai vennero imprigionati. Arione recuperò
i suoi averi, e i marinai vennero giustiziati. Come ringraziamento ad Apollo,
Arione fece costruire un piccolo delfino e lo pose nel tempio di Apollo a
Corinto. Apollo più tardi trasferì la statua del delfino tra le stelle così
che il genere umano potesse onorare per sempre il bravo e amichevole animale.
Una
stella come a
Delphini, poco più brillante della 4a magnitudine e priva di
qualsiasi altra attrattiva particolare (almeno per quel che riguarda l’astrofilo)
non sarebbe neanche presa in considerazione in queste pagine, se non fosse per
una curiosità che riguarda il nome proprio (Sualocin), curiosità che
l’accomuna a Rotanev, b
Delphini. Saprebbe il lettore indovinare l’origine di questi due incredibili
nomi? Aggiungiamo un indizio: l’origine dei nomi è legata a Palermo, la città
di chi scrive. Ma siamo certi che nessuno ha trovato la risposta, se già non la
conosceva. Quindi diamo la soluzione. All’inizio
del sec. XIX l’Osservatorio Astronomico di Palermo era, grazie all’opera di
Giuseppe Piazzi,
un osservatorio di importanza mondiale. L’assistente di Piazzi, che gli
subentrò quando Piazzi lasciò Palermo, si chiamava Niccolò Cacciatore. Come
si tradurrebbe Niccolò Cacciatore in Latino? Semplice: Nicolaus Venator. Bene:
Nicolaus, letto al contrario, diventa Sualocin; e Venator, Rotanev. I nomi
appaiono per la prima volta, secondo R. H. Allen, nel Catalogo di Palermo del
1814. La
stella ha alcune compagne, probabilmente ottiche, molto deboli (V: 12 - 13.5),
la più vicina delle quali si trova a 30” circa. Ma la primaria è anche
binaria astrometrica e spettroscopica, risolta per la prima volta nel 1974 da
Wickes ed altri; Hipparcos ha misurato una separazione di 0,22” in PA 221°
(1991).
Sulla
vicenda del nome abbiamo già detto a proposito della a
Del. Si tratta di un sistema binario stretto e abbastanza difficile, benché sia
stato scoperto (da S. W. Burnham, nel 1873) con un telescopio di soli 150 mm. di apertura. I due membri
hanno magnitudini 4,0 e 4,9; la separazione massima è di circa 0,65”, mentre
al periastro non supera i 0,2”. Non c’é dubbio che si tratti di una bella
sfida per le attrezzature a disposizione degli astrofili più agguerriti, i
quali avranno le opportunità migliori negli anni intorno al 2005. Vedi il grafico
dell’orbita.
Non
può essere definito certo un oggetto cospicuo; ed é, con la sola eccezione di
NGC2419 (Lyn) l’ammasso globulare più
distante dal centro della galassia, tanto da poter essere considerato a pieno
titolo un oggetto extragalattico. Malgrado la grande distanza, NGC7006 può
essere osservato con uno strumento di 150 mm, dove apparirà come una
macchiolina nebulosa (V: 11; Ø: 1’).
Il diametro supererà i 2’ nelle fotografie a lunga posa. La possibilità di
osservare con strumenti modesti un oggetto del genere è dovuta anche alla sua
estrema concentrazione centrale: assegnato da Shapley alla classe I, NGC7006 è infatti uno dei
globulari più concentrati che conosciamo. Inoltre è abbastanza facile la sua
localizzazione, dato che si trova quasi esattamente sullo stesso parallelo di g
Delphini, esattamente 3,5° ad est: con una montatura equatoriale dunque, anche
senza l’uso delle coordinate, è facile localizzare l’oggetto spostandosi
semplicemente dalla stella verso est finché non si trova l’ammasso. Malgrado
la distanza (le sue stelle più brillanti sono di magnitudine 16) e la
concentrazione, lo stesso Shapley osservò in NGC7006 11 variabili del tipo RR
Lyrae,
che dimostrarono come l’oggetto fosse 5 volte più distante di M3 o
M5. A
quel tempo (prima del 1930) le dimensioni della Galassia erano molto
sottostimate, e la distanza di NGC7006, sommata con quella di NGC2298 (Pup), che
era l’ammasso più distante dalla parte opposta della Galassia, dava una
separazione tra i due oggetti di qualcosa come 250.000 a. l.
E’ un piccolo disco brillante circondato da un anello più evanescente, che si espande alla velocità di 7 km/sec. Vedi immagine sul web.
Macchiolina ovale bluastra, evanescente anche se non piccolissima per una planetaria; la stella centrale è di magnitudine 13,9. La velocità di espansione dell’involucro gassoso è di 27 km/s. Vedi immagine sul web.
Rotondo ed evanescente; una stella di magnitudine 9 meno di 2’ ad ovest. Vedi immagine sul web.
Equuleus
La stella più brillante della costellazione è appena di quarta magnitudine. Si tratta di una gigante gialla, ma nel 1949 R. H. Wilson scoprì che la stella aveva una compagna strettissima. La separazione nel 1949 non era certa, ma la coppia fu definitivamente risolta nel 1980 da Mc Alister. La compagna è una stella di sequenza principale e di spettro A5. Secondo lo Sky Catalogne 2000.0, i tipi spettrali sono: G2II-III e A4V.
La d Equ (vedi il grafico dell’orbita) è una stella doppia il cui periodo è stato, per molti anni, il più breve tra tutte le binarie visuali conosciute. Il sistema fu scoperto da Otto Struve nel 1852. Il periodo orbitale è di 5,70 anni; è sempre una doppia stretta e molto difficile, dato che la separazione non eccede mai i 0,35”: si tratta dunque di un test accessibile solo a strumenti di grande apertura, e comunque possibile soltanto con cieli dal seeing eccellente. I due membri del sistema sono molto simili tra di loro, sia per splendore che per tipo spettrale: le magnitudini individuali sono, rispettivamente, 5,2 e 5,4, e i tipi spettrali F5V e G0V; le due stelle sono entrambe di magnitudine assoluta +4 circa, e l’effettiva separazione media tra di loro è di circa 4,6 UA: meno della distanza Sole-Giove. In aggiunta a questa coppia c’è una terza stella visibile che è stata presa in considerazione, in passato, quale possibile terzo membro del gruppo. Al momento della scoperta (1833), questa stella di magnitudine 10 si trovava a 27” di distanza dalla binaria; nel 1967 la separazione era salita a 60”, ed oggi è certo che non è fisicamente legata alla coppia principale. Oggi conosciamo binarie di periodo assai più breve rispetto alla d Equ: ad esempio la V1054 Oph (Wolf 630), che ha un periodo di 1,725 giorni.
Sistema binario piuttosto stretto: la separazione misurata da Hipparcos nel 1991 era di 1,26” in PA 264°; le magnitudini individuali delle due stelle sono, rispettivamente, 4,7 e 8,2, lo spettro A9V o F0V peculiare con forti righe dell’Europio, del Cromo e dello Stronzio. La primaria è infatti una variabile del tipo a2 CVn, con rapidissime (0,00868 giorni) variazioni nel visuale da V 4,58 a 4,77. La stella (V: 12,6) a 48” non è fisicamente legata alla coppia.
Interessante stella multipla, con almeno tre componenti che mostrano un moto proprio comune. La coppia principale (AB), decisamente difficile, mostra una separazione inferiore al secondo d’arco: Hipparcos nel 1991 ha misurato una separazione di 0,94” in PA 286°. Le magnitudini dei due membri sono, rispettivamente, 6,0 e 6,3; i tipi spettrali F5IV e F7IV; le due stelle compiono una rivoluzione intorno al comune centro di massa in 101,485 anni; il moto è retrogrado, e l’orbita è molto inclinata rispetto alla direzione di osservazione. Una delle due componenti è inoltre binaria spettroscopica, con un periodo di 2,0313 giorni. Separata di 10,6” in PA 68° (1991) c’è un’altra stella (V: 7,35; spettro: G0 V): come detto, condivide il moto proprio del gruppetto principale, dunque il sistema è formato da almeno quattro membri. C’è un’ulteriore stella (V: 12,8) a 74,8” in PA 280° (1924) ma questa, probabilmente, non è fisicamente legata alle altre.
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