Libra - Lynx
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Libra

La costellazione della Bilancia é vista talora come la Bilancia della Giustizia. Ciò ci porta ad associarla con la vicina costellazione della Vergine, che é stata, tra l’altro, identificata con Astrea o Dike, dea greca della Giustizia. E’ la dea che giudica le anime degli uomini dopo la loro morte, pesandoli sulla propria bilancia. La Bilancia é una costellazione abbastanza insignificante benché sia il settimo segno dello zodiaco. Non vi sono stelle di grande interesse, ma c’é un discreto ammasso globulare (piuttosto difficile per i telescopi amatoriali).

Per l’antica astronomia greca questa stella designava la Chela Meridionale dello Scorpione[1]. Il nome Zubenelgenubi  deriva dall’arabo Al Zuban al Janubiyyah, che è la traduzione della definizione tolemaica. a Librae è una bella stella doppia larga, adatta ai binocoli: la primaria (a₂, cui si riferiscono i dati su esposti) è di tipo spettrale A3IV, ed è di magnitudine 2,75; separata di 231,0” in PA 314° (osservazione del 1987, ma la separazione non appare variata dalla prima osservazione del 1823) c’è una compagna di magnitudine 5,15 (M_V:3,3) e tipo spettrale F4 IV (B-V: 0,41). Malgrado la larga separazione e la stabilità delle rispettive posizioni, le due stelle mostrano lo stesso moto proprio, il che significa che le stelle formano senz’altro una coppia fisica, con una separazione effettiva di circa 4.800 UA. La primaria, che presenta delle intense righe metalliche nel suo spettro, è anche una binaria spettroscopica di periodo incerto.

“Fulgens earum quae sunt in extremitate borealis forficis”: così viene definita nella versione latina dell’Almagesto di Tolomeo; nell’antico zodiaco greco, infatti, la stella designava l’estremità della chela settentrionale dello Scorpione. La traduzione araba era Al Zuban al Shamaliyyah, da cui Zubeneschamali. Questa stella è una di quelle su cui si discute su eventuali cambiamenti di splendore dall’antichità ad oggi; si è detto che Eratostene le conferì il primo posto tra tutte le stelle dello Scorpione e della bilancia; e Tolomeo, diversi secoli più tardi, la definì di uguale splendore rispetto ad Antares. Allen suggerisce però che potrebbe essere stata Antares a cambiare. Un’altra curiosità riguarda il fatto che questa stella (che è decisamente bianca) sia stata spesso descritta come verdastra: questa infatti è una caratteristica frequente nelle compagne strette di stelle rosse come Antares, ma rimane inspiegabile per stelle singole che, certamente, non possono essere verdi.

E’ una brillante variabile ad eclisse del tipo di Algol, con un’ampiezza delle variazioni della magnitudine che va da un massimo di 4,91 a un minimo di 5,90 in un periodo di 2,3273543 giorni. La discesa al minimo richiede circa 6 ore, e la stella, al minimo principale, è oscurata circa al 66% dalla compagna, più grande ma più oscura. E’ visibile un solo spettro, del tipo A0 (tra B9,5 e A1), ma la luminosità superficiale calcolata per la compagna corrisponde ad uno spettro del tipo G o forse K1 o 2.  Gli studi fotometrici del sistema danno il seguente modello:

Le due stelle hanno una separazione effettiva di circa 7,2 milioni di km, e la componente più brillante si trova a circa 2,4 milioni di km dal centro di massa del sistema. La curva di luce mostra il consueto minimo secondario (circa 0,1 magnitudine), che si ha quando la stella più brillante occulta quella più debole, dimostrando che la stella “oscura” non è affatto del tutto oscura, ma è bensì più luminosa del nostro Sole. Si notano inoltre delle caratteristiche che dimostrano l’ellitticità delle stelle e che impediscono alla curva di apparire completamente piatta al di fuori delle eclissi. Inoltre lo splendore superficiale della stella più debole risulta più o meno raddoppiato dalla parte in cui si trova la stella più luminosa, a causa del fatto che ne riflette la luce.

Questa stella, in alcuni atlanti antichi, veniva assegnata alla costellazione dello Scorpione, con il nome di g Scorpii. E’ una variabile semiregolare, con un periodo di 20 giorni ed un’ampiezza di variazione visuale tra V=3,20 e V=3,46.

Doppia, separazione 3.3” in PA 162° (1965). La magnitudine della compagna è di magnitudine  10,80.

Questa stella è un tipico esempio di  shell star, una stella caratterizzata da evidenti righe in emissione nel suo spettro, che è stato di volta in volta classificato di tipo B3, B8 o addirittura dei primi tipi A, mentre la valutazione della classe di luminosità varia da III ad addirittura Ia.  La stella appare circondata da un guscio o da un anello di gas turbolenti che mostrano variazioni di velocità radiale che ordinariamente variano dai 25 km/sec. in recessione ai 75 km/sec. in avvicinamento con un periodo di circa 10 anni, ma, occasionalmente, subiscono violenti moti di espansione fino ad oltre 100 km/sec. Le righe spettrali del guscio di gas, durante i periodi di forte attività, variano non solo di posizione e di intensità, ma anche nella forma, e l’asimmetria risulta evidente soprattutto nelle righe dell’idrogeno e del ferro ionizzato (Fe II). In alcuni casi si è notata un’asimmetria nella velocità radiale delle diverse righe, il che dimostrava la presenza di diversi gusci o anelli, che si espandevano a velocità diverse.

Secondo uno studio risalente al 1969, la maggior parte del materiale che forma il guscio rimane confinato in uno spesso anello equatoriale. Nei periodi relativamente quiescenti le dimensioni del guscio sono circa due volte quelle della stella, e potrebbe essere in qualche modo originato dall’elevatissima velocità di rotazione della stessa (circa 393 km/sec. all’equatore). Il guscio è quindi sintomo di una sorta di instabilità della stella, ma i dettagli del processo di formazione dello stesso ancora ci sfuggono. La stella mostra variazioni di luce tra V = 4,74 e V = 4,96, e sembra potersi classificare nel tipo di g Cas.

Grande e leggermente compresso, con poca, o nessuna, condensazione centrale. Irrisolto anche con aperture di 200 mm, a parte poche stelle di 13a magnitudine che qua e là si vedono nella regione centrale.

Lynx

Si trova all’estremità sudorientale della costellazione, vicino al crocevia tra le costellazioni della Lince stessa e quelle del Leoncino (ad est), del Leone (a sudest) e del Cancro (a sud). 40’ ad est (e un po’ più a nord) c’è la galassia spirale NGC2859 (V: 11; Ø: 4,5’ x 4,0’); 43’ a sud-sudovest c’è la galassia ellittica NGC2832 (V: 12; Ø: 3,0’ x 2,0’).

Binaria, periodo 335 anni. La separazione era nel 1830 di 0,9” in PA 52°, ma nel 1993 era scesa a soli 0,2” in PA 284°, per cui attualmente le difficoltà di separare le due stelle sono pressoché insormontabili. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 5,80 e 6,60 e i tipi spettrali G4 III e A2 V. Le due stelle vengono descritte come bianco-giallastra e violetta, ma gli spettri suggeriscono che il violetto sia, come spesso accade nelle stelle doppie, un effetto meramente ottico.

The Intergalactic Wanderer, il Vagabondo Intergalattico, come lo chiamano gli Anglosassoni, é un ammasso globulare enormemente distante dalla nostra Via Lattea: la valutazione della sua distanza dal centro della Galassia, basata sulla magnitudine apparente delle sue variabili del tipo RR Lyrae (la cui magnitudine assoluta é nota con grande accuratezza) é di ben oltre 200.000 a. l.; malgrado la sua enorme distanza, l’ammasso, di magnitudine 10,4 e con un diametro di circa 4’, é visibile anche con piccoli telescopi come una macchiolina sfumata.

Una spirale vista di taglio, molto affusolata, orientata per nordest-sudovest; più brillante al centro; facilissimo localizzarla, meno di 1° a nord della s₁ Cnc (spettro: A8; V: 5,7). E’ vero che la stella non è facilmente visibile ad occhio nudo, ma il cercatore del telescopio, per piccolo che sia, troverà facilmente il gruppetto di s₁, s₂, s₃ e s₄ Cnc circa 5° ad est-sudest della ben più brillante a Lyn (V: 3,1; spettro: M0).

[1] Nella versione latina dell’Almagesto: “Fulgens earum quae sunt in extremitate australis forficis.”