In Italiano viene tradotto come il Pesce Spada o il Pesce Dorato. Potrebbe anche rappresentare la lampuga, un pesce pelagico presente in tutti i mari temperati e tropicali del mondo, che in oceano raggiunge anche i due metri di lunghezza ed è caratterizzato, tra l’altro, da un’estesa macchia longitudinale color oro brillante che gli percorre i fianchi per tutta la lunghezza del corpo. La costellazione, nella sua porzione più meridionale, ospita la metà più settentrionale della Grande Nube di Magellano, ricca di nebulose osservabili con un buon strumento amatoriale. Tra queste, la famosa Nebulosa Tarantola.
a Dor è un sistema binario piuttosto stretto: la primaria è di magnitudine 3,8 e spettro A0IIIp, e la compagna è di magnitudine 4,3 e spettro B9IV; le due stelle compiono una rivoluzione intorno al comune centro di massa in un periodo di circa 12 anni. Nel 1991 Hipparcos ha rilevato una separazione tra i due membri di 0,30” in PA 146°. La primaria è una variabile del tipo di a2 CVn: queste stelle mostrano variazioni notevoli soprattutto nell’intensità dei campi magnetici, mentre hanno ampiezze di variazione minime nel visuale; la a Dor varia tra V=3,26 e 3,30 in un periodo di 2,95 giorni.
Debole fuso sottile orientato da nord-nordest a sud-sudovest, con un piccolo nucleo luminoso. Vedi immagine sul web.
Piccolo ovale abbastanza luminoso, molto brillante nelle regioni centrali e con un nucleo stellare. 11’ a nord nordovest c’è la galassia ellittica NGC1549, appena un po’ più piccola e anch’essa molto brillante nelle regioni centrali. Un particolare curioso: malgrado queste due galassie si trovino ad una distanza di soli 2° circa da NGC1515, e sembrino trovarsi alla stessa distanza da noi (13,4 Mpc circa, secondo R. Brent Tully), NGC1553 e 1549 apparentemente non risultano quasi per niente arrossate dal mezzo interstellare, mentre NGC1515 sembrerebbe molto arrossata (paragonare l’indice di colore B-V apparente con quello intrinseco; per NGC1549 i valori sono, rispettivamente, 0,93 e 0,92).
Si trova 2° ad ovest di a Dor (spettro: A0; V: 3,3; binaria stretta con periodo 12 anni e variabile del tipo a2 CVn). E’ una tenue chiazza ovale abbastanza luminosa nelle zone centrali e un debolissimo alone esterno. E’ una spirale vista di fronte.
Facile da localizzare: si trova 30’ a nordovest di a Dor. Ellisse abbastanza brillante, con le regioni centrali molto più luminose e un nucleo stellare. Vedi immagine sul web.
Si trova a circa 30’ nord-nordest di k Dor (spettro: A; V: 5,2). E’ un tenue ovale non troppo schiacciato con un centro molto brillante e un nucleo stellare. Un braccio spirale isolato che si protende come una coda la fa somigliare vagamente ad una Q. 12’ a nordest c’è una brillante stella gialla (spettro: K0; V: 6,8), 6’ ad est-nordest ce n’è un’altra con lo stesso tipo spettrale ma molto più debole (V: 9).
Ampia regione nebulosa all’interno della Grande Nube di Magellano, con piccoli noduli sparsi più brillanti che hanno a loro volta denominazioni NGC individuali : NGC1760, 61, 63, 69, 73. Vedi immagine sul web.
Piccolo
ammasso associato con nebulosità nella Grande Nube di
Magellano. 25’ ad
est-sudest c’è il piccolo globulare NGC1846 (V: 11; Ø:
~1’). L’area è ricca di
ammassi, aperti e globulari, abbastanza difficili, essendo tutti parte della
Grande Nube di Magellano.
Piccolo
e ricco ammasso associato con nebulosità nella Grande Nube, in un’area
veramente splendida per qualunque strumento, anche il più modesto dei binocoli.
NGC1850 di per sé non è un ammasso granché accattivante per gli osservatori
amatoriali. Ciononostante, è il caso di dilungarci un po’ sulle scoperte
fatte dal telescopio spaziale Hubble su questo ammasso. La splendida immagine Hubble ci mostra due ammassi sovrapposti, appartenenti alla Grande Nube di Magellano, e distanti da noi 166.000 anni luce. Il campo ripreso dall’immagine copre 130 anni luce di larghezza. Le straordinarie capacità del telescopio spaziale (la sensibilità all’ultravioletto, l’abilità di vedere stelle molto deboli e l’alta risoluzione) sono state utilizzate per distinguere tre diverse popolazioni che costituiscono le 10.000 stelle al di sotto della magnitudine 25. Osservazioni
precedenti eseguite con telescopi terrestri non potevano risolvere più di 1.000
stelle nella stessa regione di cielo. Circa il 60% delle stelle appartiene
all’ammasso dominante giallo NGC1850 la cui età è stimata a 50 milioni di
anni. Una seconda popolazione è costituita dalle stelle bianche, che
rappresentano circa il 20%; queste stelle sono relativamente giovani (4 milioni
di anni) ed hanno una grande massa. Le stelle rimanenti sono stelle appartenenti
alla Grande Nube. Oltre
ad essere molto più giovani, le stelle bianche sono anche molto più
sparpagliate rispetto a quelle gialle. La significativa differenza di età delle
due popolazioni suggerisce che esse appartengano a due diversi gruppi di stelle
che si trovano allineati lungo la stessa linea di visuale. L’ammasso
più giovane e più aperto si trova probabilmente a 200 anni luce dietro quello
più vecchio. Se si trovasse in primo piano la povere tipicamente contenuta in
questo tipo di ammassi avrebbe oscurato le stelle gialle. Osservare
due distinte popolazioni separate da una così breve distanza è un fatto
insolito. La giustapposizione suggerisce la possibilità che una serie di
esplosioni di supernova avvenute nell’ammasso più antico potrebbe aver
scatenato un processo di formazione stellare nell’ammasso giovane. Questa immagine è un composizione di diverse esposizioni prese nell’ultravioletto, nel visibile e nel vicino infrarosso. Le stelle gialle corrispondono a stelle della sequenza principale (come il nostro Sole) con una temperatura media superficiale di 6.000 K; le stelle rosse sono giganti e supergiganti fredde (3.500 K); le stelle bianche sono giovani e calde (25.000 K) e brillano nell’ultravioletto.
Le
Nubi di Magellano sono due piccole galassie satelliti della nostra Via Lattea.
La loro distanza da noi è dell’ordine di 1/10 rispetto a quella della
galassia di Andromeda (M31), e quindi sono abbastanza vicine da permetterci uno
studio dettagliato delle loro stelle, e nello stesso tempo sono abbastanza
lontane da autorizzarci a considerare le loro stelle come poste tutte alla
stessa distanza dalla Terra, il che è molto importante nella determinazione
della scala cosmica delle distanze. Le
Nubi sono facilmente visibili ad occhio nudo nei cieli australi; prendono il
nome dal navigatore portoghese Ferdinando Magellano (1480-1521) che fu il primo
europeo a descriverle dettagliatamente, nel 1519. La
Grande Nube di Magellano (GNM) ha un diametro di circa 10.000 pc, dista da noi
circa 50.000 pc (160.000 a. l.) e si estende per metà nella costellazione di
Dorado e per metà nella Mensa; la Piccola Nube (PNM), quasi completamente
racchiusa nella costellazione del Tucano, ha un diametro di circa 6.000 pc e
dista da noi circa 60.000 pc; pare però che sia molto estesa lungo la linea
visuale, e in tal caso non sarebbe più piccola della sua compagna. Entrambe
contengono molte stelle di popolazione I e, in proporzione, molto più gas della
nostra galassia. La GNM contiene diversi ammassi globulari giovani, formati
ancora da stelle azzurre. Entrambe le Nubi sono avvolte da una nube di idrogeno
freddo (Corrente Magellanica), probabilmente estratta da esse dal campo
gravitazionale della nostra galassia durante un passaggio particolarmente
ravvicinato, 200 milioni di anni fa. Perché sono così importanti le Nubi nello studio delle stelle? Come abbiamo detto, la loro distanza da noi fa sì che possiamo considerare le stelle delle Nubi, con un insignificante margine di errore, come poste tutte alla stessa distanza. Se una stella, per esempio nella GNM, ha una luminosità apparente doppia rispetto a quella di un’altra presente nella stessa Nube, possiamo essere certi che anche la sua luminosità intrinseca è doppia, e che non ci appare più luminosa per essere più vicina a noi. Per lo stesso motivo lo studio delle variabili cefeidi nelle Nubi fornisce la chiave per la relazione periodo-luminosità per le cefeidi, che è il valore singolo più importante per la calibrazione delle distanze nell’universo.
Brillante ammasso immerso in un’estesa nebulosità (20’ x 20’) nella Grande Nube di Magellano. Splendida regione per i binocoli, tutt’intorno ci sono diverse condensazioni nebulose. Vedi immagine sul web.
E’
la regione più brillante della Grande Nube di Magellano, situata nella porzione
nordest. Nota anche come la nebulosa di 30 Dor, è la più estesa
(intrinsecamente) nebulosa ad emissione conosciuta: se si trovasse alla distanza
della Grande Nebulosa di Orione (M42), abbraccerebbe un’estensione di oltre 30°!
La sua massa è stimata almeno 800.000 masse solari e, sempre se si trovasse
alla distanza di M42, raggiungerebbe una magnitudine di –5,5: il suo
splendore, di notte, sarebbe in grado di generare una debole ombra dietro gli
oggetti illuminati. 30
Doradus è stato a lungo considerato una stella di eccezionale luminosità, la
stella intrinsecamente più brillante tra quelle note. Ma un telescopio
abbastanza potente ci rivela che l’oggetto non è in realtà una stella, ma un
ricchissimo ammasso di proporzioni impressionanti: la sua estensione angolare di
5’, alla distanza di M42, diverrebbe di oltre 7°, e la sua magnitudine
apparente –1,3! Nella
parte centrale di questa vasta associazione stellare vi è un oggetto
particolarmente luminoso, denominato R136 (Radcliffe 136) e questo, a sua volta,
è stato risolto in tre componenti diverse, che sono state chiamate R136a, R136b
e R136c (la prima essendo la componente di gran lunga più brillante). Negli
anni ‘80 il satellite IUE[1]
fornì un’immagine di R136a da cui l’oggetto appariva come una stella di
temperatura superficiale elevatissima (60.000 K); una stella di questa
temperatura avrebbe dovuto avere una massa 2.500 volte superiore a quella del
Sole: ma la teoria sulla formazione stellare escluse che un simile astro potesse
mai formarsi. Nel
1985 la tecnica dell’interferometria a macchie permise di andar oltre nella
risoluzione dell’oggetto, e così si vide che R136a non è una singola stella,
ma bensì un ammasso estremamente compatto formato da almeno 8 stelle: qualcosa
di simile al Trapezio di Orione. Il
passo successivo nell’identificazione del luminosissimo oggetto fu fatto dal
Telescopio Spaziale Hubble: e fu finalmente chiaro che non si trattava di un
ammasso di poche stelle supermassicce, ma di un giovanissimo ammasso globulare,
praticamente ancora in formazione. La componente più luminosa di R136a infatti
si rivelò essere non una stella di alcune centinaia di masse solari, ma la
parte centrale estremamente densa di un ammasso globulare. Questo
ammasso si estende per circa 250 anni luce, e dimostra un’età di appena 4
milioni di anni. Contiene qualcosa come 1500 stelle di massa compresa fra le 5 e
le 20 masse solari, oltre a circa 400 stelle di tipo O, con masse superiori alle
20 masse solari: tra queste spiccano alcune caldissime stelle di tipo O3, le più
calde e massicce stelle di sequenza principale che conosciamo, la cui massa si
aggira sulle 100 volte quella del Sole. Le
stelle di tipo O più luminose, al di sopra delle 40 masse solari, dopo circa 3
milioni di anni iniziano ad espellere grandi quantità di materiale, perdendo
una percentuale significativa della loro massa sotto forma di intensissimi venti
stellari. In un periodo di circa cinquecentomila anni (un battito di ciglia, su
scala astronomica) esse si trasformano in stelle di Wolf-Rayet, corpi celesti
caratterizzati da ampie righe in emissione dovute, appunto, all’ingente
emissione di materia nello spazio. Finora in NGC2070 sono state scoperte una
ventina di stelle di Wolf-Rayet, che sono state molto utili per stabilire l’età
dell’ammasso. Le
osservazioni di questo prezioso oggetto ci forniscono interessanti notizie,
dunque, sulle fasi iniziali della formazione di un ammasso globulare: durante i
primi milioni di anni di vita di un globulare, le sue stelle più massicce
mostrano vistosi effetti di perdita di materia, e numerose componenti si
allontanano a grande velocità dall’ammasso, scagliate via dalle interazioni
gravitazionali (vedi AE Aur). In questo momento il tasso di perdita
di stelle di NGC2070 è sensibilmente alto, anche maggiore rispetto a quello di
un giovane ammasso aperto. Nonostante la sua massa totale superi le 200.000
masse solari, infatti, la dinamica delle sue stelle è in questo momento molto
turbolenta. Esso, però, resterà unito grazie all’azione gravitazionale del
gran numero di stelle di piccola massa,dotate di scarsi moti
propri, che
agiscono come un collante da cui, peraltro, riescono a sfuggire alcune stelle di
grande massa caratterizzate da notevole energia cinetica. Nel futuro, sparate
via all’esterno le stelle che se ne devono andare, le componenti di maggior
massa di NGC2070 tenderanno ad andare ad orbitare nella parte centrale
dell’ammasso, lasciando il posto in periferia alle stelle di massa minore.
[1]
International Ultraviolet Explorer
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