P. Austrinus - Tucana
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• Piscis Austrinus

• Tucana

Piscis Austrinus

Le sue stelle sono in gran parte di quarta e quinta magnitudine: fa eccezione la luminosissima Fomalhaut, che indica la bocca del Pesce e si trova a sud del getto della brocca dell’Acquario. La figura sembra nuotare controcorrente lungo la curva del Fiume dell’Acquario: spesso, il pesce è immaginato nell’atto di inghiottire il flusso d’acqua nella sua grande bocca. Comunemente dipinto col dorso rivolto a nord, in alcuni vecchi atlanti stellari appare invece con la pancia all’insù. Il Pesce Australe era ben conosciuto nell’antica Grecia, e con una forma assai simile a quella a noi nota. Comunque, la mitologia dell’intera costellazione è stata spesso ricompressa in quella della sua stella più brillante, Fomalhaut. Pur trovandosi ben più a sud dell’eclittica, questa è la stella più brillante di questa regione celeste, il che le consente di fungere da riferimento per il movimento stagionale del cielo; in questa qualità è stata una delle quattro Stelle Reali o “osservatori celesti” identificati nell’antica Mesopotamia, le altre essendo Regolo (a Leo), Aldebaran (a Tau) e Antares (a Sco). La figura nella sua interezza, e Fomalhaut in particolare, sono state di frequente identificate con la costellazione zodiacale dell’Acquario, a completamento di una croce di quattro segni celesti, Toro, Leone, Scorpione e Acquario.

Nel libro I Nuovi Modelli del Cielo, Julius Staal riporta l’origine del Pesce Australe alla mitologia egizia. Il dio-re Osiride, che si narra avesse introdotto la civiltà in Egitto, venne assassinato dal geloso fratello Set. Costui ne smembrò il corpo in 14 parti, che gettò poi nel Nilo. Iside, la sorella e consorte di Osiride, cercò e trovò tutte le parti ad eccezione del fallo, inghiottito dal granchio del Nilo, Oxirinco, identificato nella costellazione del Pesce Australe che ingoia le acque della vita.

In riferimento ai miti del diluvio, questo atto di ingoiare l’acqua della brocca dell’Acquario è stato interpretato come simbolo della salvezza dall’inondazione. Il Pesce Australe è stato anche visto come genitore dei Pesci.

La a Piscis Austrini è stata a volte chiamata la Solitaria, dato che si trova in una regione celeste piuttosto povera di stelle il cui splendore sia paragonabile al suo. Osservando il cielo verso sud in una sera d’autunno, non si può mancare di esserne attratti, dato che in quella posizione essa domina decisamente la sua regione celeste. Il nome Fomalhaut deriva dall’arabo Fum al Hut, la Bocca del Pesce, che corrisponde alla posizione della stella nella costellazione (benché talvolta sia stata identificata piuttosto con l’occhio).

Fomalhaut è una stella bianca, il cui spettro è abbastanza simile a quello di Sirio (o, ancor più, a quello di Deneb); e con Sirio condivide una stranezza: il fatto di essere stata spesso descritta, in passato, come rossastra. Allen, per esempio, titola: “a, 1.3, reddish”. Probabilmente, l’errore è dovuto alla bassa declinazione della stella: essa, osservata da latitudini abbastanza settentrionali, rimane sempre molto bassa sull’orizzonte, e quindi il colore può risultarne (come appunto accade per Sirio) notevolmente arrossato. La temperatura superficiale di Fomalhaut si aggira sugli 8.900 K. Il suo spettro è caratterizzato da forti righe dell’idrogeno e da varie righe di assorbimento di metalli ionizzati, quali il ferro, il titanio e il magnesio.

La debole (V: 14) compagna separata di 14” riportata da See nel 1897 non sembra avere alcuna connessione fisica con Fomalhaut;  studi più recenti sui moti propri delle stelle di questa regione dimostrano invece una relazione con una stella piuttosto lontana (2° a sud), la variabile (del tipo BY Dra[1]) TW PsA. Questo sistema decisamente insolito (l’eccezionale distanza effettiva tra i due membri dovrebbe essere di circa 1 a. l.) è descritto nel Burnham’s Celestial Handbook alle pagg. 1486-1487, e i dati di Hipparcos avvalorano decisamente l’ipotesi di una relazione fisica tra le due stelle. Le parallassi misurate da Hipparcos: per Fomalhaut, 0,13008”; per TW PsA, 0,13094”: sono praticamente identiche; i moti propri sono: per Fomalhaut, +0,37872”/-0,16422”; per TW, +0,38793”/-0,15986”: praticamente uguali sia in a che in d. Troppe le coincidenze per ascriverle al caso. TW PsA è una nana di tipo spettrale K4 e magnitudine apparente 6,44 lievemente variabile (0,1 magnitudini circa di ampiezza), con uno splendore intrinseco che è circa il 10% di quello del Sole. Benché i dati del moto proprio appaiano dimostrarne la qualità di compagna della molto più brillante Fomalhaut, la distanza effettiva tra le due stelle è eccessiva perché la reciproca attrazione gravitazionale possa a lungo tenerle connesse. E’ probabile che le due stelle siano le sole superstiti di un ammasso aperto che si è da tempo disperso nello spazio.

Situata 1,2° circa a sud-sudest della p PsA, questa modesta stella rossa di settima magnitudine è degna di particolare menzione a causa del suo notevolissimo moto proprio, che la colloca al quarto posto di questa particolare classifica, dopo la stella di Barnard in Ofiuco (peraltro assai più difficile da osservare, essendo molto più debole, la stella di Kapteyn nel Pittore e la Groombridge 1830 nell’Orsa Maggiore.

Il moto proprio totale della stella è di 6,9” in PA 79°, cioè in direzione est-nordest: in poco più di mezzo millennio essa si sposterà di 1° in quella direzione. Si tratta di una nana rossa, ed è una delle stelle più vicine al Sistema Solare, appena un po’ più lontana della 61 Cyg e della t Cet.

Tucana

E’ una gigante gialla, ed è una binaria spettroscopica i cui elementi orbitali sono stati confermati dalle misure astrometriche. Il periodo è di 4197,7 giorni, e il semiasse maggiore 0,049”. La compagna (V: 9) che si vede 5’ ad ovest sudovest è semplicemente ottica.

b₁ e b₂ Tuc (Lacaille 119) formano una bella coppia separabile con un semplice binocolo. I moti propri delle due stelle, così come le parallassi, sono abbastanza simili da farle considerare una coppia fisica. La separazione è di 27” in PA 169° (1952).

La primaria è a sua volta una doppia, estremamente difficile per gli strumenti amatoriali: la compagna si trova infatti a 2,4” in PA 151°, il che di per sé non sarebbe proibitivo: ma è appena di magnitudine 13,5, per cui viene oscurata dallo splendore della primaria; quest’ultima è, inoltre, binaria spettroscopica. b₂ è  a sua volta una binaria, fuori dalla portata degli strumenti amatoriali (a = 0,385”): i due membri sono di magnitudine, rispettivamente, 4,9 e 5,6; il periodo è di 44,43 anni.

Interessante sistema quadruplo, formato da due coppie strette (moto proprio comune) separate di 320”. La coppia AB è formata da due stelle di magnitudine, rispettivamente, 5,1 e 7,3, separate di 5,06” in PA 325°. L’orbita calcolata ha un periodo di 1.222,4 anni e a = 7,64”. La coppia CD si trova, come abbiamo già accennato, a 320” circa in PA 310°, ed è formata da due stelle che nel 1991 erano separate di 0,9” in PA 230°. Le magnitudini di questi due membri sono, rispettivamente, 8,1 e 8,6.  Lo spettro della prima è K2V. E’ stata calcolata l’orbita, che ha un periodo di 86,2 e a = 1,12”.

Bella doppia, formata da due stelle gialle di magnitudine, rispettivamente, 6,67 e 7,39; la primaria è di tipo spettrale F7, la compagna G1. La separazione era di 20,6” in PA 81° nel 1968, con il PA in lenta diminuzione. Forma una doppia ottica separabile ad occhio nudo con la l₂ (V: 5,45; spettro: G7III), che si trova 15’ ad est. 1,5° circa a sud-sudest c’è l’ammasso globulare NGC362, e 3,5° a sud-sudovest il magnifico NGC104 (47 Tuc, vedi scheda).  

Questo splendido ammasso globulare è superato in splendore, tra gli oggetti del suo genere, soltanto da w Centauri. Il primo a darne notizia sembra sia stato Lacaille, che lo osservò nel 1755 dal Capo di Buona Speranza. Sfortunatamente questo magnifico oggetto , a causa della declinazione troppo australe, è assolutamente fuori dalla portata degli abitanti dell’Europa.

Già un telescopio da 100 mm offre una parziale risoluzione di NGC104, dato che le sue stelle più brillanti hanno magnitudine 11,5. E’ uno dei globulari più vicini a noi, ed uno dei più brillanti intrinsecamente. Una caratteristica rilevante di quest’oggetto è la relativa abbondanza di metalli, molto più alta della media degli altri globulari: ciò dovrebbe indicare un’età relativamente giovane a confronto di quasi tutti gli oggetti similari che ruotano intorno alla nostra Via Lattea. Altra caratteristica è la scarsezza di variabili del tipo RR Lyrae scoperte in questo ammasso.

Nel 1997 lo Hubble Space Telescope ha ripreso un’immagine in NGC104 che ha consentito di fare dei notevoli passi avanti nella comprensione del curioso fenomeno delle cosiddette blue stragglers.

In Italiano, il termine blue stragglers viene generalmente tradotto con vagabonde azzurre, dando probabilmente un’idea sbagliata della natura di questi enigmatici astri.

Il nucleo dell’ammasso globulare 47 Tucanae (NGC104) ospita molte di queste stelle che brillano con la luce azzurra tipica delle stelle giovani. Scrutando nel cuore del luminoso nucleo dell’ammasso, apparentemente compatto, la camera WF/PC2 dell’HST è riuscita a separarlo nelle numerose, singole stelle, che lo compongono. Molte di queste stelle brillano del rossastro colore tipico delle stelle “anziane”; altre invece hanno il colore azzurro delle blue stragglers. I cerchi gialli evidenziano alcune di queste ultime. Questa immagine è una composizione, a tre colori codificati, di fotografie prese con tre diversi filtri: il filtro ultravioletto (codificato in blu), il filtro blu (codificato in verde) e il filtro viola (codificato in rosso). Le tavole dei colori sono state assegnate in modo tale che le stelle giganti rosse appaiono di colore arancione, le stelle della sequenza principale sono bianche/grigie, e le blue stragglers appaiono di colore azzurro.

L’origine e l’evoluzione delle blue stragglers, scoperte una cinquantina di anni fa da Allan Sandage  nell’ammasso globulare M3, hanno sempre rappresentato un enigma di difficile soluzione. Non era facile spiegare la presenza di questo tipo di stelle molto luminose, calde e poco frequenti, che risiedono in un ambiente ben stabilizzato composto da altre stelle molto più vecchie.

Grazie al telescopio spaziale, oggi abbiamo un documento che può finalmente aiutare a risolvere il mistero della loro origine. Utilizzando il Faint Object Spectrograph, rimosso dall’Hubble ancora nella seconda missione di servizio, gli astronomi avevano analizzato lo spettro di una singola blue straggler, misurandone la temperatura, il raggio e la velocità di rotazione. Il team ha poi confrontato queste misure con la magnitudine apparente presa dall’immagine di archivio del WF/PC2 (Wide Field Planetary Camera 2), per ottenerne una stima della massa. I risultati indicano che si tratta di una stella piuttosto massiccia (1.7 volte la massa solare) con una velocità di rotazione elevata (75  volte rispetto a quella del Sole).

Per mezzo di questi tre dati (temperatura, massa, velocità di rotazione) gli astronomi possono ipotizzare la sua origine. Ora essi credono che le stelle blu vagabonde derivino dall’incontro e dalla conseguente fusione di due stelle di piccola massa. Sulle modalità dell’incontro esistono però due diverse teorie: una di esse propone un lento incontro di due  stelle legate gravitazionalmente tra loro in un sistema binario, l’altra invece prevede uno scenario di collisione violenta tra due stelle che, casualmente, avevano traiettorie incidenti all’interno del denso nucleo dell’ammasso globulare.

Nel caso della particolare stella blu analizzata, il team propende per la prima teoria. Infatti in un sistema binario in cui le due stelle sono abbastanza vicine da toccarsi, la più massiccia delle due cannibalizza la compagna più piccola producendo una singola stella ancora più massiccia. Si spiega in questo modo anche la notevole velocità di rotazione della stella blu,  derivata dal rapido moto orbitale del sistema binario originale.

La più piccola delle due galassie nane satelliti della Via Lattea è l’oggetto celeste più cospicuo della costellazione. Vedi alla scheda della Grande Nube di Magellano, nella costellazione del Dorado. E’ una regione grandiosa per l’osservazione binocolare.

Grande e luminoso ammasso globulare, anche se non paragonabile certo ad NGC104 che si trova qualcosa come 3,3° ad ovest-sudovest. Si trova al margine settentrionale della Piccola Nube, ed è un bell’oggetto anche per un binocolo. 1,5° a nord-nordovest c’è l’interessante doppia l₁ Tuc. Vedi immagine sul web.