I Pesci rappresentano Afrodite e suo figlio Eros (per i Romani, Venere e Amore o Cupido). Afrodite era la dea dell’amore, ed Eros era i figlio che aveva avuto da Ares, il dio della guerra (Marte per i Romani). Afrodite rappresentava l’amore, ed Eros il desiderio. Come la costellazione del Capricorno, quella dei Pesci é riferita alla battaglia col mostruoso gigante Tifone nel corso della guerra decennale in cui i giovani dei “Olimpici” rovesciarono i più vecchi Titani. Un giorno gli dei vennero sorpresi dall’avvicinarsi del mostro. Il dio-capra, Pan, dette l’allarme e tentò di trasformarsi in pesce. Afrodite prese il figlioletto Eros e tentò di nasconderlo tra le canne delle sponde dell’Eufrate. Secondo una versione del mito, due pesci portarono in salvo la dea e suo figlio. Secondo un’altra, Afrodite ed Eros si trasformarono in pesci e nuotarono via verso la salvezza. I due Pesci vengono rappresentati come legati tra di loro da una corda. Secondo un’interpretazione, Afrodite legò il bimbo al proprio corpo, in modo che non potesse allontanarsi da lei.
Il nome deriva
dall’arabo Al Risha, la Corda: nelle tradizionali raffigurazioni
della costellazione, la stella rappresentava infatti il nodo nella corda che
univa i due Pesci. L’origine del termine potrebbe trovarsi nel babilonese Riksu,
Corda. Ipparco e Tolomeo la chiamarono Sundesmos
twn Icquwn, o twn Linwn, il Nodo
dei Pesci, o dei Fili. Le versioni latine dell’almagesto riportano Nodus
duorum filorum o Quae est in nodo linorum
quorum. Al
Rischa (o Alrescha) é una bella doppia per telescopi di moderata
apertura, registrata per la prima volta da W. Herschel nel 1779.
F. G. W Struve ne
misurò nel 1821 la separazione in 3,5” in PA 337°. Le difficoltà nella
separazione della coppia sono andate sempre più aumentando dal momento della
scoperta (allora le due stelle si trovavano vicine alla loro massima distanza
angolare), ed oggi il sistema si trova prossimo al periastro, che dovrebbe
aversi intorno al 2060. Nel 1991 la separazione era 1,9” in PA 278°. Secondo
il catalogo ADS le magnitudine individuali sono 4,33 e 5,23, i tipi spettrali A2
e A3 e la stella più debole ha uno spettro particolare, con forti righe
metalliche. Secondo il Washington Visual Double Star Catalog, entrambe le
componenti sono variabili del tipo a2 CVn, e la primaria potrebbe essere anche una binaria
spettroscopica.
E’ una bella e facile stella doppia, posta proprio sull’eclittica,
circa 13° ovest-nordovest dalla a
Psc. Sembra
sia stata registrata come doppia per la prima volta da W. Herschel nel 1781, e da allora le
componenti hanno mostrato modestissime variazioni nelle posizioni reciproche;
ma, poiché il moto proprio é identico, la loro associazione fisica sembra
definitivamente provata. Nel 1832, quando la misurò F. G. W.
Struve, la
separazione era di 23,6” in PA 64°; nel 1986 era di 22,9” in PA 63°. E’ dunque un oggetto facile per i principianti armati di piccoli strumenti. I tipi spettrali sono A7IV e F7V, e quindi c’é una certa differenza di colore, essendo la prima bianca e la seconda giallastra. Le magnitudini individuali, stando al WDS, sono 5,23 e 6,27, ma sono dati sui quali tra le fonti c’é discrepanza: potrebbero essere variabili. Entrambe le stelle mostrano variazioni nella velocità radiale, il che le ha fatte considerare binarie spettroscopiche. Nel 1888 S. W. Burnham trovò una terza compagna di 12a magnitudine a 0,9” dalla stella più debole. Un oggetto difficile, che comunque é stato misurato altre 25 volte almeno (fino al 1987, quando la separazione era 1,6” in PA 78°). Secondo il Catalogo del Lick Observatory (1961), però, la stella non era visibile nel 1914, nel 1922, nel 1936 e nel 1951. Potrebbe trattarsi di qualche insolita variabile nana di bassissima luminosità. Sarebbe interessante riuscire a rilevarne lo spettro.
Non é difficile da localizzare, essendo la stella più occidentale dell’ovale di stelline (7° x 5° circa) che rappresenta il Pesce più orientale. Più che per la modesta variabilità, la stella é interessante per il suo colore rosso intenso (notare l’indice di colore!), essendo una delle pochissime stelle al carbonio visibili ad occhio nudo. Si tratta infatti di una gigante a bassa temperatura superficiale che mostra nello spettro righe di composti di carbonio. Per apprezzare il colore della stella, si può paragonare con quello delle vicine 21 e 25 Psc, rispettivamente di tipo A2 e A0.
Si tratta di una nana bianca, di grande interesse: é una delle
pochissime che possano essere osservate facilmente anche con telescopi
amatoriali. Con le sole eccezioni delle compagne di Sirio e
Procione questa é
probabilmente la nana bianca più vicina al Sistema Solare, trovandosi ad una
distanza di 14 a. l. Il tipo spettrale DG ne fece al momento della scoperta (1917) la prima
nana bianca di tipo spettrale avanzato (in effetti é gialla, con una
temperatura superficiale simile a quella del Sole), anche se oggi se ne
conoscono di più avanzate, anche DK. E’ una delle stelle più piccole note,
con un diametro simile a quello terrestre, ma con una densità che é un milione
di volte quello dell’acqua: quindi 10 volte più densa di Sirio
B.
Normalmente, un oggetto di queste dimensioni sarebbe al di là delle possibilità
di qualunque attuale telescopio. Ma é una stella, anche se la sua produzione di energia é cessata da ere. Ciò nonostante, l’energia fossile che continua ad alimentare sulla sua superficie l’intensa radiazione visibile continuerà ancora per un tempo incalcolabile; benché sia forse uno degli oggetti più vecchi dell’universo, l’universo stesso sarà molto più vecchio di oggi prima che la Stella di Van Maanen abbia emesso il suo ultimo fotone visibile, trasformandosi in un’invisibile nana nera.
La prima misurazione di questa stella risale al 1821, ed è stata effettuata da F. G. W. Struve. Al momento della scoperta, la separazione era di 11,5” in PA 150°. Da allora, la separazione non è cambiata, mentre il PA è diminuito di pochissimo, a 146° (1984). Le magnitudini individuali delle due stelle sono, rispettivamente, 6,02 e 7,60, i tipi spettrali A9V e F3V. La primaria è un sistema binario a eclisse del tipo di Algol (UU Psc). Le variazioni di luminosità sono però veramente minime, da 6,01 a 6,05, e il periodo è di 0,841678 giorni (epoca: JD 2.439.765,175). I due membri sono entrambi di tipo spettrale F1IV-V.
Anche questa doppia è stata scoperta da F. G. W. Struve, nel 1830. Al momento della scoperta la separazione era di 6,4” in PA 192°; dopo 160 anni, nel 1989, era cambiata di pochissimo: 6,6” in PA 194°. Le magnitudini sono, rispettivamente, 5,36 e 8,67, gli spettri K0III e F3V: giallo arancio e bianco-giallastra; ma, come al solito, i meccanismi della percezione dei colori aumentano il contrasto e fanno vedere la stella più debole bianco-blu: provare per credere.
La galassia spirale M74 é stata scoperta da P. Méchain nel settembre del 1780, ed osservata da Messier il mese seguente. Méchain la descrisse come una nebulosa “che non contiene stelle; é abbastanza estesa, molto oscura ed estremamente difficile da osservare...” Si trova molto vicino (1,5° est-nordest) dalla h Piscium. E’ uno degli oggetti Messier più evanescenti e più elusivi: i telescopi amatoriali mostrano qualcosa più del nucleo soltanto nelle migliori condizioni di seeing. John Herschel la classificò come ammasso globulare[1], il che dà la misura delle difficoltà che offre ad un osservatore munito anche di uno strumento non piccolissimo. Ha un nucleo piccolo e brillante, e le sue braccia spirali mostrano, nelle foto a colori, tracce di ammassi di giovani stelle azzurre. M74 é probabilmente il membro principale di un piccolo gruppo fisico di galassie, che include la galassia peculiare SBa spirale barrata NGC660, la galassia peculiare di tipo Sm UGC891 (di un tipo intermedio tra le spirali e le irregolari), e le irregolari UGC1176, UGC1195, e UGCA20. La sua distanza si aggira tra i 30 e i 40 milioni di a. l. e si allontana da noi alla velocità di circa 793 km/sec. h Piscium è una stella doppia: la componente principale è di magnitudine 3,6, la compagna è di magnitudine 10,6; separazione 1”.
Grande ma estremamente debole, richiede cieli veramente bui e discrete aperture per l’osservazione. Ad ovest, praticamente a contatto, la più piccola ma più luminosa NGC470 (V: 11,8; Ø: 3,3’ x 1,9’). La magnitudine potrebbe sembrare la stessa, anzi un po’ meno favorevole: ma le dimensioni molto più ridotte la rendono, a parità di valore della magnitudine, notevolmente più brillante: ciò perché la stessa quantità di energia ci giunge da una superficie minore, e quindi risulta più concentrata.
Come ci dice la sua classe di luminosità, questa galassia è intrinsecamente molto grande e luminosa. Ma la sua luce, prima di raggiungerci, ha dovuto attraversare gli spazi intergalattici per qualcosa come 95 milioni di anni, per cui anche un buon telescopio da 200 mm ce la mostra soltanto come un batuffolino nebuloso la cui luminosità si intensifica verso il centro; è una spirale che ci si mostra frontalmente, e non è facilissima da rintracciare. Facciamo riferimento alla m Psc (V: 4,84; spettro: K4, un bell’arancione) e spostiamoci di 1° verso sudovest, sulla stella multipla gialla (G0) b 1164, la cui coppia principale è troppo stretta per essere separata. Da questa, spostandosi di 1,2° verso ovest (e 5’ più a sud) si giunge sulla stella giallastra (F0) di magnitudine 7,5 HD 8302, e 8’ ad ovest di questa c’è la galassia.
Si tratta di una galassia eruttiva o di due galassie in collisione, e necessita di un’apertura di almeno 250 mm. per essere apprezzata. Vedi immagine sul web. [1]
Dal “Catalogue of 1864”: A
globular cluster; faint, very large; round; very gradually, then pretty
suddenly, much brighter in the middle; partially resolved.
| |||||||||||||||||||||||||||||||
|
|
