Nebulae nel Toro
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Nel 1054 d.C. gli astronomi cinesi e giapponesi descrissero minutamente nelle loro cronache uno straordinario avvenimento del quale, invece, non si trova traccia nelle cronache occidentali[1]: il 4 luglio di quell’anno nella costellazione del Toro emerse, apparentemente dal nulla, una stella tanto brillante da risultare, al massimo del suo splendore, visibile persino in pieno giorno (e ciò, esattamente, per 23 giorni). Dopo alcune settimane quello straordinario fulgore cominciò a declinare finché, il 17 aprile del 1056, l’occhio privo di ausili ottici (a quel tempo ancora di là da venire) non ne percepiva più alcuna traccia. Ma le tracce rimasero, eccome, anche se assolutamente invisibili ad occhio nudo, tanto che, avendole ritrovate, oggi sappiamo che ciò che ne è rimasto è ancor più meraviglioso della stupefacente apparizione descritta dagli antichi astronomi orientali.

La storia delle osservazioni di quest’oggetto affascinante, cominciata in oriente, viene ripresa in Europa, del tutto casualmente, circa settecento anni dopo. Nel 1731 infatti, quando il telescopio era ormai uno strumento abbastanza largamente diffuso tra studiosi e appassionati d’astronomia, John Bevis, dilettante scozzese e autore di pregevoli tavole astronomiche, scoprì una curiosa nebulosità nella costellazione del Toro. Pochi decenni più tardi, Messier faceva iniziare il suo famoso catalogo proprio da quest’oggetto (denominato appunto, da allora, M1), successivamente indicato anche col nome di Nebulosa Granchio (Crab Nebula). Era una nebulosa con uno sfondo diffuso e un insieme di filamenti ramificati uscenti dalla zona centrale.

“Nebulosità sopra il corno meridionale del Toro. Non contiene stelle; è una luce biancastra, allungata come la fiamma di una candela, scoperta durante l’osservazione della cometa del 1758. Vedi la Carta di quella cometa, Mem. Acad. Anno 1759, pag. 188; osservata dal Dr. Bevis intorno al 1731. E’ riportata nel Celestial Atlas Inglese.” Questa è la descrizione dell’oggetto che apre il Catalogo Messier. Egli la scoprì mentre seguiva la cometa di quell’anno, e la incluse, col n° 1, nel suo catalogo nel 1771[2]. Il 10 giugno di quello stesso anno, Bevis scrisse a Messier rivendicando la priorità della scoperta, e Messier gliene dette atto nelle edizioni successive del suo catalogo.

Per trovare M1 bisogna spostarsi da Aldebaran verso est-nordest fino alla stella z Tauri. M1 si trova proprio 1° a nord e 1° ad ovest di questa stella.

Malgrado il Catalogo Messier sia stato compilato allo scopo di evitare confusione tra oggetti nebulosi e comete, M1 da allora è stata frequentemente oggetto di un simile errore. Essa è quasi certamente quanto rimane della supernova osservata dagli astronomi cinesi e giapponesi nel 1054.

E’ facile da vedere quando la notte è limpida e senza Luna; in condizioni meno ideali può risultare pressoché invisibile. In un cielo veramente buio, già un binocolo 7 x 50 la mostra come un minuscolo grumo nebbioso, ma si apprezza assai meglio con un 10 x 50: una foschia spettrale sembra circondare la più brillante regione centrale, che splende di una pallida luce verdastra. A causa della sua estensione angolare abbastanza modesta, M1 è un soggetto abbastanza povero di soddisfazioni fotografiche se non si dispone di uno strumento di proporzioni ragguardevoli. Mentre assolutamente trascurabili sono i risultati che si possono ottenere con telescopi fino a 15 cm. circa, già con uno da 20 cm. cominciano a mostrarsi le caratteristiche strutture filamentose e le più deboli regioni periferiche. Considerando, però, che per ottenere un’immagine sul negativo di dimensioni soddisfacenti servono almeno 2 metri di focale, è chiaro che la lunghezza dell’esposizione richiesta con un 20 cm. (a f/10) è tale da imporre senz’altro l’utilizzo di una pellicola ipersensibilizzata.

Nello stesso campo di M1, con un oculare a largo campo, è possibile osservare la doppia S 742. Le due componenti hanno le segg. caratteristiche: A, V: 7,2, gialla; B, V: 7,8, bianca (Webb, 1890). La distanza tra i due membri è di 3,6”, PA 272°. Facile da separare.  

Le Pleiadi sono tra le nebulae conosciute fin dai tempi più remoti, certamente da oltre 1000 anni prima di Cristo.

La letteratura di ogni tempo e di ogni civiltà contiene allusioni e richiami alle Pleiadi: Esiodo ne parla ne “Le Opere e i giorni”[3]; il loro sorgere eliaco (la prima comparsa nel cielo del mattino, prima del sorgere del Sole) era un avvenimento astronomico importante nel mondo antico, soprattutto nell’antico Egitto; e Giulio Cesare fece iniziare il suo calendario da questo giorno. Omero ne parla nel quinto libro dell’Odissea[4], e vi sono diversi riferimenti alle Pleiadi anche nella Bibbia[5].

Sono state conosciute nella storia come le “sette sorelle” o come le “sette vergini”, e sono generalmente indicate nel mito come le sette figlie di Atlante e Pleione: Alcyone, Asterope, Celaeno, Electra, Maia, Merope e Taygeta. Secondo una versione del mito, queste bellissime ninfe furono inseguite dal cacciatore Orione attraverso i boschi della Beozia per cinque anni, finché Zeus li trasferì tutti, Orione incluso, tra le stelle.

Nelle antiche raffigurazioni della costellazione, il gruppo veniva generalmente collocato sulla spalla del Toro; Hyginus, che contrariamente alla tradizione diffusa vedeva nella costellazione la figura intera di un Toro, le collocava però nei quarti posteriori, nella coda; e così Vitruvio, Columella, Plinio ed altri, anche se Plinio la considerò in qualche modo una costellazione distinta. Nettamente diversa e insolita l’interpretazione che della figura del Toro dà Restoro d’Arezzo, il quale piazza le Pleiadi sulla fronte dell’animale[6].

E’ impensabile che quest’oggetto, così cospicuo e noto fin dall’antichità più remota, sia stato incluso nel Catalogo Messier per evitare che altri astronomi potessero confonderlo con una cometa (era questa l’iniziale motivazione per la compilazione del Catalogo stesso)[7]. Non che sia fuori posto, trattandosi di un ammasso di stelle effettivamente associate fisicamente, e non di un mero asterismo. Ma allora, perché non catalogare anche le Iadi e il doppio ammasso di Perseo?

Ci sembra superfluo dare indicazioni per trovare le Pleiadi. Fra tutti gli oggetti del Catalogo, nessun altro è così noto e vistoso. Almeno 6 membri dell’ammasso sono facilmente visibili ad occhio nudo[8]; in condizioni di seeing discreto questo numero sale a 9, e, sotto un cielo limpido e buio balza addirittura oltre la dozzina. 

Un buon binocolo ne dà una visione d’assieme entusiasmante, mentre un telescopio, anche piccolo, non riesce ad abbracciare tutto l’ammasso a meno che non si usi un ingrandimento insolitamente basso (le nove stelle più brillanti sono racchiuse in un campo di poco più di 1° di diametro). Per riuscire a scorgere la debole nebulosità che le circonda sono necessarie aperture piuttosto elevate.

Non occorrono grandi mezzi, invece, per la fotografia. Con una pellicola da 800 ISO e aperture intorno a f/4, anche con un semplice teleobiettivo e una quindicina di minuti di posa è possibile cominciare a rivelare tracce della nebulosità (ovviamente, con un sistema di inseguimento, tanto più accurato quanto più lunga è la focale che impiegata).

Si tratta di un ammasso molto giovane,  forse 20 milioni di anni: non contiene alcuna gigante rossa; ma Cecilia Payne-Gaposhkin afferma che in M45 vi sono alcune nane bianche, il che presupporrebbe che le giganti rosse ci siano state in passato.

Le  recenti osservazioni del 1995 hanno rivelato diversi oggetti candidati ad essere classificati in un tipo particolarmente interessante di corpi stellari: le cosiddette nane brune.

Alcyone (h Tauri) è la stella più brillante del gruppo. E’ circa 750 volte più brillante del Sole, e probabilmente 10 volte più grande. Tutte le stelle più brillanti sono in rapida rotazione.

Ecco le schede delle “Sette Sorelle” (clicca qui per vedere sul web la mappa di Bill Arnett):

·          Alcyone (h Tau, 25 Tau): a: 03h 47m 29,1s; d: +24° 06’ 18”; p: 0,00887”; V: 2,85; spettro: B7III; B-V: -0,09; m: +0,02120”/-0,04311”; VR: +9,5 km/sec.; d: 370 a. l.; luminosità: 750. 
E’ un sistema multiplo (S 8): la compagna più brillante si trova separata di 117,2” in PA 289°, ed ha magnitudine 6,29. Entrambe le stelle sono a loro volta doppie: A è una binaria spettroscopica e ad eclisse, B è una binaria a eclisse; un terzo membro, di magnitudine 8,27, si trova a 180,8” in PA 312°; è una variabile del tipo d Sct (V647 Tau). Un quarto membro è a 190,5” in PA 295° ed è di magnitudine 8,70. Culmina alla fine di dicembre.

·          Electra (17 Tau): a: 03h 44m 52,5s; d: +24° 06’ 48”; p: 0,00888”; V: 3,72; spettro: B6III; B-V: -0,10; m: +0,02361”/-0,04492”; VR: +12,4 km/sec.; d: 370 a. l.; luminosità: 340. 
E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 100,46 giorni.

·          Maya (20 Tau): a: 03h 45m 49,6s; d: +24° 22’ 04”; p: 0,00906”; V: 3,87; spettro: B8III; B-V: -0,06; m: +0,02315”/-0,04503”; VR: +7,6 km/sec.; d: 360 a. l.; luminosità: 280.

·          Merope (23 Tau): a: 03h 46m 19,6s; d: +23° 56’ 54”; p: 0,00908”; V: 4,14; spettro: B6IV; B-V: -0,05; m: +0,02316”/-0,04267”; VR: +6,2 km/sec.; d: 360 a. l.; luminosità: 218.

·          Taygeta (19 Tau): a: 03h 45m 12,5s; d: +24° 28’ 02”; p: 0,00875”; V: 4,30; spettro: B6V; B-V: -0,11; m: +0,02126”/-0,04163”; VR: +5,2 km/sec.; d: 370 a. l.; luminosità: 200. 
Ha una compagna di magnitudine 8,1 a 68,8” in PA 329°; la primaria è anche una binaria spettroscopica e ad eclisse.

·          Celaeno (16 Tau): a: 03h 44m 48,2s; d: +24° 17’ 22”; p: 0,00975”; V: 5,45; spettro: B7IV; B-V: -0,03; m: +0,02274”/-0,04400”; VR: +4,4 km/sec.; d: 335 a. l.; luminosità: 56.

·          Asterope (21 Tau) : a: 03h 45m 54,4s; d: +24° 33’ 17”; p: 0,00843”; V: 5,76; spettro: B8V; B-V: -0,04; m: +0,02137”/-0,04536”; VR: +5,5 km/sec.; d: 390 a. l.; luminosità: 56.

Queste le Sette Sorelle: ma del gruppo fanno parte, un po’ più ad est del gruppo principale, i genitori, Atlante e Pleione:

·          Atlas (27 Tau): a: 03h 49m 09,7s; d: +24° 03’ 12”; p: 0,00857”; V: 3,62; spettro: B8III; B-V: -0,07; m: +0,01946”/-0,04470”; VR: +8,5 km/sec.; d: 380 a. l.; luminosità: 390. 
Binaria spettroscopica a lungo periodo.

·          Pleione (28 Tau): a: 03h 49m 11,2s; d: +24° 08’ 12”; p: 0,00842”; V: 4,77v; spettro: B7p; B-V: -0,08; m: +0,02050”/-0,04674”; VR: +4,5 km/sec.; d: 390 a. l. 
Si tratta di una variabile del tipo g Cas (BU Tau) il cui splendore varia da 4,77 a 5,50 nel visibile.  

L’ammasso delle Iadi è noto fin dall’antichità, così come quello un po’ più occidentale delle Pleiadi. Il suo caratteristico aspetto a forma di V viene associato, nelle più antiche tradizioni, alla tempesta: secondo Burnham, lo stesso nome deriverebbe da un termine arcaico greco che significava pioggia. Omero le chiama piovose Iadi e Plinio ne scrive come “…una stella violenta e tormentosa;/portatrice di temporali e tempeste/che scatena sia sulle terre che sui mari…”. Abbastanza stranamente, si trovano tradizioni simili nell’antica Cina. Nel mito greco le Iadi erano le sorelle di Atlante ed Aethra, sorellastre delle Pleiadi; esse furono incaricate da Zeus di prendersi cura del piccolo Bacco, e successivamente vennero premiate con un posto nei cieli. Esiodo ci ha tramandato alcuni dei loro nomi: Eudora, Koronis, Phaeo, Kleea e Phaesula: mancano almeno due nomi, dato che, tradizionalmente, le Iadi erano sette, come le Pleiadi. Vi sono altre versioni dei nomi: Diona, Ambrosia, Thyrene, Aesula, Polyxo, Koronis, Eudora.  Plinio (e i Romani in genere) si riferiscono alle Iadi con un nome collettivo: Palilicium (Parilicium secondo Burnham: pare che entrambi i termini siano corretti) o Sidus Palilicius. Questo è un nome che le Iadi dividono con Aldebaran, la gigante rossa alla quale sembrano accompagnarsi, e che deriva da Pale, antica divinità italica cui erano dedicate le feste Palilie o Parilie[9].

Visibili agevolmente ad occhio nudo, tanto da essere note fin dalla più remota antichità, le Iadi formano un’evidente gruppo a forma di V, con l’apertura rivolta a nordest, e di cui fa parte Aldebaran, la stella più brillante della costellazione del Toro: la “V” si estende da Aldebaran, appunto, a g Tauri, e quindi a e Tauri; ogni lato della “V” è lungo circa 4,5°. L’ammasso è più grande, anche se meno brillante, delle Pleiadi, e si mostra splendido in un buon binocolo. Aldebaran, in realtà non fa parte dell’ammasso (è molto più vicina a noi) se non prospetticamente.

L’ammasso delle Iadi è molto importante in quanto è uno degli ammassi galattici più vicini (46 pc per lo Sky Catalogue 2000.0, circa 150 a. l. Secondo uno studio di van Bueren (1952) vi sono 132 membri più brillanti della magnitudine apparente 9, e un numero indeterminato (ma diverse centinaia) di più deboli.

La più brillante delle Iadi è la q₂ Tauri, classe spettrale A7III, magnitudine 3,34, circa 50 volte più brillante del Sole. Forma una doppia larga con la q₁ Tauri, una gigante K0 di magnitudine 3,97: le due stelle sono separate di 337”. Un’altra facile doppia è la s Tauri, 1° a sudest di Aldebaran. Separazione 429”. Altre doppie visuali: 55 Tauri (periodo circa 91 anni); 80 Tauri (periodo circa 170 anni); OS 82 (circa 240 anni); e b 552 (circa 101 anni).

L’età dell’ammasso viene stimato da Burnham in circa 400 milioni di anni (Burnham paragona il diagramma H-R a quello di M44, e li definisce praticamente uguali); lo Sky Catalogue 2000.0 dà una stima di 660 milioni di anni.  

Si tratta di un ammasso aperto piuttosto grande e abbastanza ricco, rintracciabile 1° circa ad est della 97 Tau, bianca e di magnitudine 5. Si può osservare già in un binocolo 10 x 50, ma è certamente più accattivante in un telescopio da 150 mm, purché si abbia cura di mantenere gli ingrandimenti molto bassi: NGC1647 infatti è un ammasso non molto lontano, e aumentando l’ingrandimento le sue stelle tendono a disperdersi con effetti negativi sulla visione d’assieme.  

Un ammasso mediamente ricco, formato da una sessantina di deboli stelle, praticamente sullo stesso parallelo di Aldebaran, ma distante 8,5° verso est. Fa la sua bella figura in un riflettore da 200 mm (un binocolo, anche da 80 mm, non riesce a risolverlo in stelle). Pochi primi a sudovest c’è un altro ammasso aperto, NGC1807, altrettanto grande ma estremamente povero: le sue stelle sono molto più luminose, ma troppo rarefatte, dato che in un’area uguale a quella di NGC1817 ci sono solo 20 stelle.  

Grande (per una planetaria) e debole, con cospicua stelle centrale (binaria). Utilissimo l’aiuto di un filtro interferenziale. Per trovarla, basta prolungare di una volta e mezza la distanza tra la o e la z Per: NGC1514 si trova 30’ a sud di questo immaginario prolungamento.