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Sagitta
La Sagitta (Freccia) é una piccola costellazione, ma l’arco e le frecce erano un’arma comune nei tempi “classici”. Per cui non dovrebbe sorprendere che vi siano diverse leggende legate alla presenza di una freccia tra le stelle. Secondo un racconto, la Freccia appartiene ad Apollo. Questi era tra l’altro il dio del Sole, oltre che della sapienza e della verità. Egli era noto anche per la sua bellezza. Figlio di Apollo era Asclepio, dio della Medicina. La Freccia in questione era uno strumento di vendetta. Asclepio aveva il potere di guarire persino dalla morte, di resuscitare. Il dio degli Inferi se ne lamentò con Zeus. Esso da tempo non acquistava nuovi sudditi per il suo Regno della Morte. Zeus prestò ascolto al Sovrano della Morte e colpì Asclepio con un fulmine. Le armi di Zeus, il suo arsenale di tuoni e fulmini, era stato forgiato da tre mostruosi Ciclopi. Si dice che nella vendetta per la perdita del figlio, Apollo uccise i Ciclopi con una freccia, che é la Freccia che vediamo in cielo nella costellazione della Sagitta. In un’altra storia la Freccia si riferisce ad Ercole. Sarebbe la freccia con cui Ercole uccise l’aquila che divorava il fegato di Prometeo. Questi era stato punito da Zeus per aver dato agli uomini il dono del fuoco. Fu incatenato per questo ad una roccia dei monti del Caucaso per essere tormentato in eterno da un’aquila che gli divorava il fegato. Prometeo fu liberato quando l’immortale centauro Chirone accettò di morire perché Prometeo potesse essere liberato. Ma prima Ercole dovette uccidere l’aquila. E’ per ricordare Ercole che la Freccia é stata posta in cielo. Una terza storia si riferisce ad Eros, il dio dell’Amore. La Freccia é quella che accese la passione di Zeus per il giovane Ganimede, che Zeus portò con sé sull’Olimpo dove divenne il coppiere degli dei.
Cefeide abbastanza brillante, lo splendore varia magnitudine 5,5 a 6,2 in un periodo di 8,38 giorni. Si trova circa 3° a sud della g Sge, appena 2’ ad ovest-sudovest dalla 11 Sge.
U Sagittae è una nota variabile a eclisse del tipo di Algol, scoperta da F. Schwab nel 1901. Le sue variazioni di splendore sono facilmente osservabili anche con binocoli e piccoli telescopi. E’ facilmente rintracciabile meno di 2° ad ovest di CR399, il noto asterismo formato da 4,5 e 7 Vulpeculae (Al Sûfi’s nebula o Briocchi Cluster). In questo sistema la brillante primaria viene totalmente eclissata da una più grande ma assai meno luminosa compagna che le orbita intorno; una buona stella di paragone è la vicina S 2504: lo splendore di U Sge quando non viene eclissata (V: 6,558) è maggiore di quello di questa stella (V: 6,94), mentre al minimo è 10 volte inferiore. Il periodo esatto tra le eclissi è di 3 gg. 9h 08m 05s. L’eclisse principale è totale e la stella in questo periodo rimane ad un minimo costante di magnitudine 9,2 per circa 1h 40m. La componente più brillante del sistema è una stella blu della sequenza principale di tipo spettrale B8III, mentre la compagna, il cui spettro è rilevabile quando la primaria è eclissata, è una subgigante il cui spettro è di tipo G2 secondo Burnham, K secondo lo Sky Catalogue 2000.0. La distanza tra le due stelle dovrebbe aggirarsi sui 13 milioni di chilometri, e probabilmente tra di esse c’è uno scambio di materiale stellare.
Variabile di incerta classificazione, probabilmente rapportabile alle
variabili cataclismiche (v. SS Cygni) o alle novae. Si trova proprio al confine
nordorientale della costellazione. Le variazioni sono rapide e irregolari, con
un’ampiezza che va da 8,6 a 13,9. L’esame dello spettro ha fatto ipotizzare
che si tratti di un sistema formato da una stella di tipo G di circa 3 masse
solari ed una Wolf-Rayet, probabilmente di tipo WN5. E’ possibile che V Sge in
passato si esplosa come nova, o che si stia preparando per una prossima
esplosione. Come sistema binario, ricorda DQ Herculis.
Nova
ricorrente, la magnitudine da 15,5 (al di là delle possibilità di un normale
telescopio amatoriale) sale fino a 7, con un periodo medio di circa 11.900
giorni (33 anni). Si trova a circa 2.7°
sudest della g
Sge (V: 3,5; spettro: K5). Sono stati registrati 3 outbursts della stella: nel
1913, nel 1946 e nel 1978. Il
22 novembre 1913 si registrò il primo outburst: la stella toccò magnitudine
7,0, quindi cominciò a declinare abbastanza regolarmente, ma ad un ritmo più
lento rispetto a quello di altre novae ricorrenti. Nel giro di un anno ridiscese
a magnitudine 14; tra il 1935 e il 1940 oscillava tra magnitudine 15 e
magnitudine 16. L’aumento di splendore rispetto allo stato normale della
stella risultò essere di circa 9 magnitudini, molto meno di quello di una nova
classica, ma in linea con quello di altre novae ricorrenti. Il 28 giugno 1946 la
stella ricominciò ad aumentare di splendore, ad un tasso di 0,5 magnitudini
l’ora. La notte seguente toccò magnitudine 7,7, quindi cominciò a
declinare, scendendo di 3 magnitudini nei successivi 21 giorni e raggiungendo
magnitudine 13 40 giorni dopo l’esplosione. Un
paragone tra questa stella e le due novae ricorrenti più luminose, la T CrB e
la RS Oph, può far luce su taluni aspetti interessanti ed apparentemente
contraddittori del fenomeno. Le ampiezze relativamente piccole degli incrementi
di luminosità di queste stelle suggerivano inizialmente che esse fossero
oggetti di splendore relativamente modesto. Gli studi sulla T CrB e RS Oph
portarono però all’evidenza che queste stelle, al massimo, raggiungessero
luminosità elevate, paragonabili a quelle delle novae classiche. Per WZ Sge,
tuttavia, pare si possa affermare che si tratta di una vera nova nana: il
moto proprio annuo innanzi tutto, circa 0,08”, suggerisce una distanza
relativamente modesta, e quindi una bassa luminosità. Gli studi spettroscopici
di Greenstein, poi, dimostrarono che la stella, al minimo, presenta le
caratteristiche di una vera nana bianca, con una magnitudine assoluta di 10,5
circa, che al massimo sale fino a non oltre 30 volte lo splendore del Sole,
mentre le novae classiche superano mediamente la luminosità della nostra stella
di circa 100.000 volte. WZ
Sge sembra dunque essere la prima vera nova nana scoperta, e ciò solleva
la questione se debba essere classificata come una vera nova o, piuttosto, come
un caso estremo delle variabili cataclismiche, le stelle del tipo SS Cyg
o U Gem. Un altro caso simile potrebbe essere quello della
U Sco. L’accertata duplicità di T CrB, RS Oph e delle variabili cataclismiche mette in rilievo un punto di particolare interesse. Tutte le stelle di questi tipi sembrano essere binarie strette e di rapida rivoluzione, il che suggerisce che il ripetersi delle eruzioni sia da attribuire a un qualche processo di interazione tra le compagne vicine, una delle quali sia una nana o una subnana bianca o azzurra. La teoria risulta rafforzata dal fatto che la WZ Sge è non soltanto una rapida binaria spettroscopica, ma anche una binaria a eclisse di cortissimo periodo: appena 81,6 minuti. L’eclisse principale ha un’ampiezza di circa 0,4 magnitudini, e il minimo secondario di circa 0,2; un periodo così breve suggerisce piccoli diametri: evidentemente entrambe le stelle sono nane o subnane quasi a contatto. DQ Her (Nova 1934) e le stelle del tipo SS Cyg sembrano sistemi abbastanza simili; WZ Sge, tuttavia, presenta una caratteristica abbastanza eccezionale per le nane bianche: la presenza di righe in emissione dell’idrogeno. Queste devono aver origine in una nube di gas che forma un anello orbitante intorno alla stella, e che viene alimentato da materiale che fluisce dalla compagna a velocità dell’ordine degli 800km/sec. Nel corso dell’eclisse principale, non viene eclissata soltanto la nana bianca, ma anche l’anello di gas. Un evento del genere spiega il fatto che la curva di luce risulti “fuori fase” rispetto alla curva della velocità radiale; la massima velocità di recessione viene misurata vicino al momento dell’eclisse primaria. Studi effettuati nel 1964 dimostrano che la distanza tra le due componenti nane è dell’ordine dei 360.000 km: più o meno la distanza Terra-Luna! Qui di seguito i dati risultanti per le due stelle da uno studio di Kraft e Krzeminski (dal Burnham’s Celestial Handbook):
Il diametro della compagna sarebbe dunque circa 7,5 volte maggiore di quello della nana bianca, il che giustifica la scomparsa dell’anello durante l’eclisse primaria. La massa, al contrario, sarebbe una delle più basse tra le stelle conosciute, dell’ordine di quella della UV Cet.
Una strana variabile, non ascrivibile ad alcuna categoria. Le variazioni di luminosità vanno da 9,5 a 13,6, quelle dello spettro da B4Ie a K2Ib. Potrebbe rappresentare una fase di rapida transizione da un tipo di variabilità ad un altro; o, forse, non è ancora stata osservata abbastanza regolarmente e a lungo.
M71 è stato (probabilmente) scoperto da de Chéseaux nel 1746, e riscoperto indipendentemente da Koehler tra il 1772 e il 1779. Quest’ultimo lo descrive come una “...pallida chiazza nebulosa in Sagitta, long. 310° 50’: lat. 39° N”; Méchain lo riscoprì il 28 giugno 1780. Messier, il 4 ottobre 1780, lo cataloga con la seguente descrizione: “Nebulosa scoperta da Méchain il 28 giugno 1780 fra le stelle gamma e delta Sagittae (...) La luce è estremamente debole, e non contiene stelle (...) Si trova circa 4° sotto quella che M. Messier ha scoperto nella Vulpecula, vedi al n° 27...” E John Herschel, che disponeva di ben altri mezzi di osservazione: “Grande e ricchissimo ammasso, con stelle di magnitudine 11-16”. Si trova circa a metà strada tra d e g Sagittae, un po’ più a sud della linea che congiunge le due stelle. E’ un ricco e compatto ammasso di piccole e deboli stelle, ma per molto tempo, la classificazione di M71 come ammasso globulare è stata incerta: molti astronomi pensavano piuttosto che si trattasse di un ammasso galattico particolarmente concentrato, sul tipo di M11. Fra questi, Shapley: infatti la classificazione di Shapley, come si vede in tabella, é “tipo ‘g’ “, classificazione che sta a designare un ammasso galattico e non un globulare. Nel 1943 James Cuffey, nel corso dei suoi studi particolarmente accurati su entrambi i tipi di ammassi, paragonando M71 ad NGC5053 ed M68, tipici rappresentanti di due particolari classi di ammassi globulari, trovò che la somiglianza con quelli era assai maggiore che con qualunque ammasso aperto, per quanto denso. Inoltre, la sua elevata velocità radiale (-80 km/sec.) e le sue stelle più brillanti, che sono rosse, giocano decisamente a favore dell’appartenenza di M71 alla categoria degli ammassi globulari. Al contrario, il fatto che in esso non siano state scoperte variabili a corto periodo e il suo collocamento nella Via Lattea sono punti a favore della classificazione come ammasso aperto. Ancora: lo stesso Cuffey, nel 1959, ha tracciato un diagramma colore-magnitudine ricavato da lastre del Mcdonald Observatory e del 100” di Mount Wilson che induceva a propendere per l’appartenenza agli ammassi galattici; e tuttavia, l’ipotesi dell’ammasso globulare continua tuttora a godere del più ampio consenso. Le fonti più recenti concordano nell’attribuire ad M71 la qualifica di ammasso globulare. Il suo nucleo più denso ha un diametro di circa 5’, e le fotografie lo mostrano esteso per circa 7’, che alla distanza stimata di circa 12.000 anni luce (secondo le stime più recenti) corrispondono ad un’estensione di soli 25 anni luce, che sono veramente pochi per un ammasso globulare. Tuttavia, sono stati scoperti alcuni membri estremamente deboli più distanti, per un diametro totale di circa 24’, che portano l’estensione lineare a 90 anni luce. C’è però da dire che, secondo Kenneth Glyn Jones, la qualità di membri di queste deboli stelle non è stata confermata. 30’ a sud-sudovest di M71 c’è un ammasso grande ma estremamente sparso: H20, povero di stelle, ben difficilmente individuabile. Vulpecula
Ma se ad occhio nudo la costellazione praticamente non esiste, basta un rudimentale binocolo per mettere ijn evidenza lo sfondo brulicante di stelle della Via Lattea. E tra i suoi confini si trova la più vicina e più appariscente tra le nebulose planetarie: M27, facile da osservare anche con un piccolo binocolo. Un oggetto interessante, soprattutto dal punto di vista storico, è un asterismo, che ad occhio nudo si presenta simile ad una nebulosa, tanto da essere stata catalogata tra gli oggetti di questo genere fin dall’antichità: è CR399, di cui parliamo più diffusamente in seguito. L’origine della costellazione è abbastanza recente: si tratta di una delle costellazioni introdotte da Hevelius nel XVII secolo per colmare gli spazi privi di stelle cospicue che gli antichi astronomi avevano lasciato fuori dalle costellazioni tradizionali. Le sue stelle sono talmente insignificanti che nessuna di esse ha un nome proprio, anche se a Vulpeculae è talvolta designata come Anser (Oca). Anzi, per essere precisi, Hevelius formò due costellazioni, la Volpe e l’Oca, e l’atlante di Flamsteed le annovera entrambe; ma da allora l’Oca è stata generalmente omessa.
Forma
una doppia molto larga con 8 Vul (V: 5,81; spettro: K0III). La prima misurazione
del sistema fu fatta da F. G. W. Struve nel 1835; il PA era di 28° e la
separazione 396,2”; nel 1924 la separazione era 413,7”. La primaria è anche
una doppia spettroscopica. Si trova 3° a sud di Albireo (b
Cyg).
Binaria molto stretta: separazione 0,8” in PA 243°, magnitudini rispettivamente 4,6 e 7,8. Tipo spettrale A0. Per separare le due componenti è necessaria un’apertura di almeno 150 mm.
Variabile cefeide; intervallo di magnitudine 5,44-6.06, colore giallo-bianco; adatta per binocoli. Variazioni spettrali F5Ib - G0Ib.
La Dumbbell Nebula, M27, è stata probabilmente la prima nebulosa planetaria che sia stata scoperta, dallo stesso Charles Messier, il 12 luglio 1764. Altre fonti (NOAO, Burnham) attribuiscono questo primato ad M57 (Ring Nebula). La descrizione di Messier: “Vista bene nel telescopio da 3 piedi e mezzo...Appare ovale e non contiene stelle. Registrata nella carta della cometa del 1779...Diam. 4’.” Il nomignolo di “Dumbbell nebula” deriva dall’aspetto di “due masse nebulose a contatto”, secondo l’espressione di T. W. Webb, con una zona ristretta in mezzo. M27 si trova a circa 25’ sud da 14 Vulpeculae, o quasi esattamente a 3,3° nord di g Sagittae, la stella più brillante della costellazione della Sagitta. Il grande diametro apparente di M27 ci porta a pensare che sia una delle nebulose planetarie più vicine a noi. Ma le stime della sua distanza sono estremamente incerte, e vanno dai 490 a. l. di Shklovsky ai 975 di K. G. Jones ai 1.200 del Messier Catalog del SEDS. Delle quattro nebulose planetarie di Messier, M27 è quella che può offrire più soddisfazioni a chi volesse fotografarla con piccoli strumenti: le dimensioni angolari generose e gli splendidi colori consentono immagini di tutto rispetto anche con strumenti inferiori ai 150 mm. di diametro. Secondo Kenneth Glyn Jones è la nebulosa planetaria più bella di tutto il firmamento[1]. Ma, quando faceva questa dichiarazione, Jones non aveva ancora visto le incredibili immagini riprese dal telescopio spaziale. Come in tutte le nebulose planetarie, la debole stella centrale (V: 13,5) é una caldissima nana o sub-nana bianca, con una temperatura superficiale di circa 85.000 K, una delle stelle più calde che ci siano note. Stelle simili a questa costituiscono il nucleo centrale di ogni nebulosa planetaria che sia stata studiata sinora. Si conviene che le nebulose planetarie si siano formate dall’eiezione di materiale da parte della calda stella centrale, ma gli esatti dettagli del fenomeno non sono del tutto chiari. L’espansione di M27 (tutte le nebulose planetarie sono in espansione) é stata calcolata in circa 30 km/sec., grazie ad analisi spettroscopiche, ed attualmente aumenta il suo diametro di circa 1” al secolo. Ciò sembra indicare che l’evento che dette origine al fenomeno abbia avuto luogo tra i 3.000 e i 4.000 anni or sono.
Questo gruppo di circa 40 stelle fu scoperto da Al-Sûfi e da lui descritto, nel 964 della nostra era, nel suo Libro delle Stelle Fisse. Successivamente, fu riscoperto indipendentemente da G. B. Hodierna. Messier, gli Herschel e il NGC non lo inclusero nei rispettivi cataloghi, forse a causa dell’estensione, eccessiva: anche a bassissimi ingrandimenti, infatti, se ne perde la visione d’insieme in un telescopio, e può essere meglio apprezzato in un buon binocolo. Inoltre, il suo aspetto suggerisce che possa trattarsi di un semplice asterismo (Trumpler, tuttavia, lo ha classificato come ammasso: III 2 p). Nel 1970, le ricerche di Hall e Landingham accertarono che soltanto 6 delle stelle più brillanti e nessuna delle più deboli mostravano avere un moto proprio comune, così da dimostrare di poter formare un ammasso. Brian Skiff del Lowell Observatory ha recentemente svolto ricerche su dati astrometrici relativi alle stelle di Collinder 399 acquisiti da Hipparcos, e ha trovato nuove evidenze che dimostrano che CR399 é un asterismo e non un ammasso.
Gruppo abbastanza compatto di una ventina di stelle sito a 30’ nord circa della 12 Vul (spettro B2,5; V: 4,9). Vedi immagine sul web.
Un
debolissimo alone nebuloso avvolge una stellina di 16a magnitudine;
con almeno 200 mm. di apertura, filtro O-III e 300 ingrandimenti si può
osservare come un dischetto di aspetto più o meno anulare, ma per vedere la
stella serve uno strumento più grande.
Questo
ammasso include la 20 Vul (tipo spettrale B7, magnitudine 6p); immediatamente
adiacente, a nord, c’è un altro ammasso più esteso e povero, NGC6882.
Vicino al
confine con il Cigno, per poterlo osservare con un binocolo è necessario un
cielo molto buio. E’ un gruppo di una sessantina di stelle, la più brillante
delle quali di magnitudine 9,3.
[1]
Kenneth Glyn Jones: Messier’s
Nebulae & Star Clusters, II edizione, Cambridge University Press,
pag. 118.
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