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Pavo
La costellazione, che fece la sua prima comparsa nel bellissimo atlante celeste di Johann Bayer nel 1603, è dominata dalla biancoazzurra a Pav, di magnitudine 1,9, che prende il nome dalla costellazione stessa; gli anglosassoni la chiamano Peacock: Pavone, appunto. Qualcuno sostiene che la figura del Pavone possa richiamare l’uccello sacro ad Hera, la sposa di Zeus, che ornò la coda del Pavone con gli occhi di Argo, che, messo da lei a guardia di Io per impedire che Zeus le si avvicinasse, fu addormentato e decapitato da Hermes. Ma si tratta di un’illazione priva di qualsiasi fondamento. Si badi poi che l’Argo in questione era un mostro dotato di cento occhi e non aveva nulla in comune con l’omonimo Argo costruttore della nave che portò il suo nome. Il Pavone è delimitato a nord da Indiano, Telescopio ed Ara; ad ovest, da Ara e Uccello del Paradiso; a sud dall’Ottante, ad est dall’Indiano.
La stella più brillante della costellazione prende il nome dalla stessa: Peacock, in inglese, significa infatti Pavone. E’ una subgigante azzurra con due distanti compagne di nona magnitudine, ed è una binaria spettroscopica con periodo 11,753 giorni.
Bella, grande, brillante: una spirale quasi frontale, che ci appare delicatamente alonata, ovaleggiante, con un centro diffuso. Si trova in una zona della Via Lattea abbastanza densa, ricca di deboli stelline.
Uno degli ammassi globulari più belli. Con un binocolo si trova cercandolo 1,5° ad est di w Pav; purtroppo, la sua declinazione troppo meridionale lo rende inosservabile dall’Italia. La sua magnitudine integrata di 7,2 lo colloca al settimo posto tra i globulari più brillanti. Il diametro totale nelle fotografie a lunga posa con grandi strumenti tocca i 42’, il che lo fa superare soltanto da w Centauri e da 47 Tucanae. Sovrapposta all’ammasso, nel settore sudovest, c’è la stella doppia h 5085 (sep. 2,8” in PA 241°; V: 7,6 e 9,1); circa 1° a sudest c’è un gruppetto di galassie: NGC6770 (V: 11,9; Ø: 2,5’ x 1,9’) e NGC6769 (V: 11,8; Ø: 2,5’ x 1,7’) parzialmente sovrapposte, entrambe spirali S(B)bp e NGC6771 (V: 12,5; Ø: 2,6’ x 0,6’). NGC6782 (V: 11,8; Ø: 2,7’ × 1,6’) è 1,5° ad est.
Phoenix
Si trova ad est di Eridano, e la sua zona più meridionale inizia 1,5° ad ovest di Achernar. La sua stella più brillante è gialla e di magnitudine 2,39. La Fenice, mitico uccello che sempre rinasce dalle proprie ceneri, fu associato anticamente all’immortalità e ai segreti dell’alchimia. Per gli Arabi, queste stelle formavano invece una nave.
Questa stelle è una delle più note rappresentanti della classe delle cefeidi nane. Al tempo della sua scoperta (O. J. Eggen a Canberra, Australia, 1952) essa aveva anche il periodo più corto tra tutti i tipi di variabili pulsanti: circa 79 minuti. Secondo il General Catalogue of Variable Stars, 4th edition. (Kholopov et al. 1985-88), il periodo esatto é di 0,054964438 giorni, cioè 79m 9s circa. La magnitudine visuale oscilla da 6,76 a 7,53 (epoca: JD 2.438.636,6170); le variazioni nella magnitudine si accompagnano a variazioni nel colore; alcuni massimi sono più alti degli altri di circa mezza magnitudine, il che indica che la stella pulsa secondo almeno due cicli sovrapposti: il ciclo delle variazioni di ampiezza è di circa 4,6 ore, vale a dire circa 3 volte e mezza il periodo principale. SX Phe sembra essere una subnana di tipo spettrale A, per la quale si calcola una magnitudine assoluta di +4,1, che pone la stella almeno due magnitudini al di sotto della sequenza principale. In uno studio del 1975, R. Haefner (European Southern Observatory) rilevò che il tipo spettrale, che normalmente viene dato tra A2 e A5, raggiunge F4 ai minimi più bassi. Le teorie sull’evoluzione stellare ci dicono che SX Phoenicis ha una massa insolitamente bassa per tali tipi spettrali: si pensa infatti che abbia una massa che è solo il 25% circa di quella del Sole e un diametro di non più dell’80% di quello della nostra stella. Secondo J. Stock e S. Tapia (da uno studio fatto presso l’Università del Cile nel 1970), l’esame delle curve della velocità radiale derivati dal rilevamento di 500 spettri, insieme ai dati fotometrici, dimostrano che le osservazioni non si conciliano con il modello di una singola stella pulsante; inoltre, le intensità e i profili delle righe di assorbimento variano rapidamente, spesso nel giro di pochi minuti; la stella è probabilmente una binaria, o addirittura un sistema multiplo. Le stelle di questo tipo somigliano a quelle del tipo RR Lyrae, ma hanno masse minori e più bassa luminosità (vedi anche CY Aqr). | |||||||||||||||||||||||||||
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