Stelle di Andromeda
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Alpheratz rappresenta il vertice nordorientale del famoso Grande Quadrato di Pegaso, e in alcuni atlanti viene indicata come d Pegasi; oggi però è ufficialmente assegnata ad Andromeda. Nella versione latina dell’Almagesto è riportata in Pegaso, e designata come Quae in umbilico est et communis cum capite Andromedae. Secondo Beyer, il nome Alpheratz pare sia stato usato per la prima volta nell’Uranometria di Johann Bayer (1603); altro antico nome della stella è Sirah o Sirrah; entrambi i nomi deriverebbero dall’arabo Al Surrat al Faras, (l’ombelico del cavallo), in relazione al fatto che l’astro era un tempo considerato parte di Pegaso (d Pegasi, appunto); così Arato la descrive come comune ad entrambe le costellazioni. Gli astrologi arabi, comunque, derivarono da Tolomeo l’appellativo di Al Ras al Mar’ah as Musalsalah, la testa della donna in catene. Con Caph (b Cas) e Algenib (g Peg) forma il terzetto che veniva chiamato Le Tre Guide, dette così perché indicavano il coluro equinoziale, il primo meridiano del cielo, cioè il cerchio massimo che indica l’ora zero dell’ascensione retta. Nello zodiaco lunare indiano la stella, insieme alle altre che costituiscono il Grande Quadrato di Pegaso (a, b e g Peg), formavano un doppio nakshatra[1], il 24° e il 25°. In Cina, determinava, insieme a g Peg, la 25^a sieu, la Muraglia.

E’ una stella biancoazzurra il cui spettro, classificato come peculiare, presenta righe insolitamente rilevanti del manganese e del gallio. Doppia ottica, con una compagna di magnitudine 11,5 (scoperta da W. Herschel e misurata da F. G. W. Struve nel 1836 quando la separazione era 64.9”), fuori dalla portata dei telescopi più piccoli. Non si tratta di una compagna fisica, ma solo prospettica; la separazione, nel 1954, era aumentata a 81,5”. La primaria è anche una binaria spettroscopica di periodo 96,697 gg., e una variabile del tipo a₂ CVn: l’ampiezza di variazione nel visuale, veramente minima, va da magnitudine 2,02 a 2,06 con un periodo di 0,966222 giorni.

Si trova 14° a nordest di Alpheratz. Il nome deriva dall’arabo, e significa cintura, o grembiule. Veniva descritta, nell’edizione delle Tavole Alfonsine[2] del 1521, come super mirat, da cui pare derivi l’attuale nome, che occasionalmente viene riportato anche come Mirac, Merach, Mirar, Mirath, Mirax, ecc.; Mirat, probabilmente, deriva a sua volta dalla descrizione che ne dà la versione latina dell’Almagesto del 1515: super mizar, che viene dall’arabo mi’zar,  cioè appunto cintura, o corpetto. Scaliger, nel XV sec., la chiamò Mizar, e Riccioli fece altrettanto, generando una certa confusione con z Ursae Majoris. In alcuni antichi disegni la stella appare come la stella più luminosa del più settentrionale dei due Pesci, e contrassegna il 26° manzil (stazione lunare degli Arabi), il Ventre o il Cuore del Pesce. Alla costellazione dei Pesci è connessa anche negli zodiaci lunari cinese e copto.

E’ una gigante arancione dalla temperatura piuttosto bassa (3.200 K), il cui spettro è caratterizzato dalle righe di assorbimento dei metalli neutri. Ha una compagna di magnitudine 14 separata di 28” in PA 202°, scoperta da Barnard a Yerkes nel 1898: si tratta di una nana 800 volte più debole del Sole; separate di 85” e 90” rispettivamente ci sono altre due stelline di 12^a magnitudine, molto più facili da osservare, ma queste sicuramente non sono compagne fisiche di Mirach.

Almach, o Alamach, prende il nome da un animaletto, forse una specie di tasso o di lince, probabilmente da fonti arabe o persiane. Il fatto che non si veda alcuna analogia tra tale animale e il personaggio di Andromeda fa pensare che il nome derivi da una tradizione araba molto antica. Indica il piede sinistro di Andromeda  (nell’Almagesto: Quae supra pedem sinistrum), ed è allineata con Mirach e Alpheratz (è a nordest rispetto alle altre due): tutte e tre sono stelle di seconda magnitudine, di luminosità molto simile anche se di colore diverso. Alla sua posizione relativa alla figura di Andromeda si riferisce un’altra designazione araba: Al Rijl al Musalsalah, il Piede della Donna. Nell’astronomia cinese questa stella, con altre in Andromeda e nel Triangolo, formavano l’asterismo chiamato Tien Ta Tseang, il Grande Generale dei Cieli.

Doppia molto bella per i piccoli telescopi, scoperta da Johann T. Mayer nel 1788 (secondo T. W. Webb) o nel 1778 (secondo R. H. Allen); la prima misurazione registrata è però di F. G. W. Struve nel 1830. La stella più brillante è giallo-arancione, la compagna (V: 5,08) appare di un blu-verdastro (è evidente che la sfumatura verdastra è causata dallo splendore dell’arancione della primaria). La separazione nel 1962 era 10” (Lowell Observatory) e nel 1991 di 9,58” in PA 63° (Hipparcos). Nel 1842 Struve scoprì che la compagna è essa stessa una doppia molto stretta, il cui periodo fu in seguito stabilito in 61 anni (vedi nel disegno qui sotto il grafico dell’orbita). La massima separazione è stata raggiunta nel 1982, ed ha toccato i 0,55”. Le magnitudini individuali sono 5,5 e 6,3. Come non bastasse, il membro più brillante della strettissima doppia è a sua volta una doppia spettroscopica con un periodo di 2,67 giorni: g Andromedae è dunque un sistema quadruplo. La sua stella più brillante è 650 volte più splendente del Sole, e la distanza del sistema da noi è circa 260 a. l. Vedi il grafico dell’orbita.

E’ la stella più brillante a metà strada tra Alpheratz e Mirach. Ha una compagna (V: 12) separata di 28,7” in PA 298° (1934). Questa stella (una nana rossa, tipo spettrale M2) è stata scoperta da S. W. Burnham nel 1878, ed è certamente una compagna fisica, dato che mostra lo stesso moto proprio della primaria.

E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 17,7695 giorni, la cui peculiare variabilità è dovuta al fatto che entrambe le componenti sono di forma ellissoidale, per cui appaiono diversamente brillanti a seconda di come si presentano al momento le posizioni orbitali. L’ampiezza delle variazioni oscilla da magnitudine 3,92 a 4,14. Le osservazioni mostrano che le due stelle sono virtualmente a contatto e che l’orbita è quasi circolare. La stella più grande avrebbe un diametro 8 o 10 volte maggiore di quello del Sole.  A parte il sistema binario, z And ha diverse compagne. La prima è veramente difficile in quanto estremamente debole: V=15, separata di 32,6” in PA 0°. C’è una terza compagna (V: 13,5) a 97,5” in PA 230°: questa sembra legata fisicamente, dato che condivide lo stesso moto proprio (0,13”) della primaria; è una nana rossa 400 volte più debole del Sole. Una quarta componente (V: 10,6) si trova a 162,7” in PA 259°. Le misurazioni risalgono al 1959, e i dati sono certamente cambiati, dato il moto proprio non indifferente e i molti decenni trascorsi.

E’ una tripla larga e abbastanza debole: i due membri principali (primo osservatore: John Herschel, 1879) hanno V=4,1 e 11,1; PA 194º, separazione 46,8”. Il terzo membro (V: 11,1) nel 1923 era distante dalla primaria 107” in PA 294°.

Binaria spettroscopica, scoperta da Campbell nel 1899. Periodo: 20,5212 giorni. Il suo spettro mostra delle insolite righe in emissione del calcio. Le caratteristiche spettrali (sottili righe di assorbimento e forti righe in emissione che fanno pensare alla possibile presenza di grandi protuberanze) e il fatto che non vi sia correlazione tra le lievi variazioni di luminosità (da V=3,69 a 3,97 in 54,20 giorni) e il periodo di rivoluzione del sistema portano a classificare la stella come variabile del tipo RS CVn[3]. Otto Struve ha trovato nel 1908 una compagna ottica di magnitudine 13,3 a 47,5” in PA 199°. Un’altra compagna, forse fisica, di magnitudine 10,5, si trova a 216,5” in PA 87° (dati del 1923, PA e separazione allora  in diminuzione).

E’ una stella abbastanza insignificante. Il motivo per cui la poniamo in rilievo sta nel fatto che Tycho Brahe la mise nel suo catalogo, quindi ne misurò accuratamente la posizione. E non notò che poco più di un grado ad ovest di questa stella c’è la grande galassia M31, certamente visibile ad occhio nudo con un cielo discretamente limpido. Questo è uno dei fatti che hanno fatto avanzare ad astronomi come Le Gentil l’ipotesi di una variabilità nel tempo dello splendore di M31.

Questa stella è una variabile piuttosto peculiare, difficilmente riferibile ad una data classe, dato che sembra combinare le caratteristiche di diverse classi. Il GCVS[4] la considera del tipo g Cas. Nel corso di tutto il XX secolo (le variazioni furono osservate per la prima volta nel 1915) si sono via via osservate ampiezze di variazione ora di 0,5 magnitudine, ora di 1 magnitudine; e spettri che a volte sembravano quello di una normale stella di tipo B6, ora che mostravano l’evidenza di un involucro gassoso. Inoltre è eccezionale anche la velocità di rotazione della stella, che all’equatore supera i 300 km/sec. E’ curioso anche il fatto che a distanza di un anno (1958 e 1959) osservazioni effettuate da studiosi diversi hanno portato a conclusioni del tutto diverse: Archer trovava nel 1958 variazioni di corto periodo simili a quelle delle RR Lyrae con un periodo di 0,7882 giorni con un’ampiezza di circa 0,5 magnitudini; nel 1959, Schmidt trovava un periodo di 1,59984 giorni e una curva di luce simile a quelle delle “liridi” (stelle del tipo b Lyrae). Oggi è certo che la stella è una binaria stretta, con una compagna di magnitudine imprecisata separata di 0,1” (A. Blazit et al., 1975). E’ stato trovato uno spettro composito (B6 III + A2).

Questa stella ha due compagne visuali. La prima (V: 8,61) fu misurata per la prima volta da William Herschel alla fine del XVIII secolo. La separazione di 35,9” in PA 173° è rimasta sostanzialmente immutata in questi due secoli, il che fa pensare ad un fortuito allineamento prospettico; i moti propri delle due stelle apparivano, prima delle misurazioni di Hipparcos, abbastanza simili da far pensare come assai probabile che esse formassero un sistema fisico. E’ stata persino calcolata un’orbita, con un periodo di ben 103.000 anni. Ma né i dati di Hipparcos per p And, né quelli del catalogo Tycho relativi alla compagna avvalorano assolutamente l’ipotesi della duplicità. Lo spettro della compagna è di tipo A6 o Am. La primaria è una binaria spettroscopica con periodo 143,6065 giorni. Una terza stella di magnitudine 13 si trova a 55,2” in PA 357°. Questa è sicuramente una compagna ottica.

Si tratta di una doppia abbastanza difficile (più che altro per la differenza di splendore tra le due componenti), scoperta da S. W. Burnham nel 1881 con il rifrattore da 300 mm del Lick Observatory. Al momento della scoperta la separazione era di 2,3” in PA 92°; nel 1967 la separazione era scesa a 1,8” in PA 118°. La compagna è una nana rossa di magnitudine 11,70. Secondo lo Yale Bright Star Catalog, in base all’esame del moto nello spazio, la stella è un membro remoto dell’ammasso galattico delle Iadi nel Toro. L’ammasso delle Iadi, effettivamente, è talmente vicino a noi che i suoi membri potrebbero trovarsi in qualunque parte del cielo.

Questa stella è un’interessante doppia stretta,  scoperta, come dice la sigla S 73, da F. G. W. Struve (1836). Il periodo è di circa 165 anni. Le componenti hanno V=6,2 e 6,7, e la loro separazione varia da 0,6” a 1,4”. Si tratta di un eccellente test per telescopi amatoriali di grande apertura. La primaria è una subgigante di tipo spettrale K1, circa 7 volte più luminosa del Sole. La secondaria probabilmente è di un tipo simile, perché non si riesce a vedere un contrasto di colori. La stella ha un moto proprio annuale di 0,13”, e si trova ad una distanza di circa 160 a. l., il che darebbe una distanza media tra le due stelle di circa 50 UA. La velocità radiale è di circa 2 km/s in avvicinamento. Grafico dell’orbita.

Si tratta di un celebre sistema doppio di nane rosse, e di una delle stelle doppie più vicine al nostro sistema planetario. GRB 34 si trova a meno di 0,5° a nord di 26 Andromedae, ed è stata scoperta nel 1860 attraverso misurazioni dei moti propri. Le due componenti sono rispettivamente di magnitudine 8,07 e 11,04 (spettri M2V ed M6V), e la separazione è stata di 35,5” nel 2000, e sarà di 34,6” nel 2020. Il PA aumenta di oltre 5° per secolo: era 59° nel 1940, sarà 66° nel 2020. Il moto orbitale è talmente modesto che il periodo sembra esserne stato derivato soltanto di recente, ed ammonterebbe a qualcosa come 2.600 anni. La distanza è di 11,7 a. l., e il moto proprio è di 2,89” l’anno in PA 82°. L’effettiva separazione tra le due stelle ammonta mediamente a 160 UA. Secondo A. H. Joy (1947) la primaria sarebbe una binaria spettroscopica di periodo incerto. Vedi il grafico delle caratteristiche orbitali di Groombridge 34. La stella è anche una variabile a flare, del tipo UV Cet.

Variabile a lungo periodo (tipo Mira); intervallo di magnitudini 5,8-14,9; periodo 409,33 giorni. Lo spettro è del tipo al carbonio, e sono state trovate anche le righe spettrali del tecnezio. Il tipo spettrale è stato di volta in volta classificato come S6,5IIIe, S4/4eZr6Ti2, S8,8e (M2). Hipparcos l’ha classificata S6,6ev. E’ la variabile a lungo periodo più brillante della costellazione, ed è notevole per la grande ampiezza di variazione, che in alcune occasioni ha superato le 9 magnitudini: quando è al massimo, infatti, la stella è visibile con un semplice binocolo (e in almeno un caso è stata visibile ad occhio nudo), mentre quando è al minimo può non bastare un telescopio da 200 mm. di diametro! Vedi la curva di luce.  

Variabile semiregolare, periodo 346 giorni; intervallo di magnitudini nel visuale 6,9-8,2; tipo spettrale N0v; rintracciabile a partire dal triangolo formato dalle stelle q, r e s Andromedae, tutte e tre visibili ad occhio nudo: AQ si trova 2° circa a sudest della s (V: 4,51), e appena un po’ a nord (e a metà strada circa) della linea congiungente la s stessa e la p Andromedae (V: 4,34). Il General Catalogue of Variable Stars dà un’ampiezza delle variazioni nel sistema fotometrico p (fotografico) tra magnitudine 9,9 e 11,8 e tipo spettrale C5,4.

Variabile semiregolare, periodo 369 giorni; ampiezza delle variazioni tra magnitudine 7,8 e 9,3; non è facilissima da localizzare, circa 5° a nordovest di M31, ai confini tra le costellazioni di Andromeda e di Cassiopeia. Groombridge 34 si trova a soli 40’ sud-sudovest da questa stella.

Probabilmente è da ritenersi una nova  ricorrente, ma presenta delle caratteristiche peculiari. Normalmente si comporta come una variabile rossa semiregolare di piccola ampiezza, con spettro di tipo M e  magnitudine media 11. Ad intervalli piuttosto lunghi, però, presenta dei brillamenti che la fanno aumentare di circa 3 magnitudine, e allo spettro di tipo M se ne sovrappone uno ad emissione, con larghe righe brillanti, simili a quelli delle novae. Quando lo spettro novoide va lentamente sbiadendo, la stella ritorna al suo comportamento precedente di lente e regolari variazioni. Z And è una binaria spettroscopica: lo spettro è composito, (M2III + B1eq) e combina le caratteristiche di una gigante rossa e di una caldissima stella del tipo B, probabilmente una sub-nana. Gli oggetti di questo tipo sono stati battezzati da P. W. Merrill Stelle simbiotiche. La stessa Z And e R Aqr ne sono gli esempi più tipici. Le brillanti eruzioni vengono attribuite alla stella azzurra, ma anche la componente rossa appare variabile, con un’ampiezza di 1 o 2 magnitudine In aggiunta, lo spettro mostra le righe caratteristiche delle nebulose gassose, e appare certo che ciascuna delle due componenti è avvolta in una nube gassosa. Vedi una curva di luce.

Spettro F0, magnitudini dei due membri principali entrambe 6,6. Scoperta da F. W. G. Struve nel 1830 o nel 1832, la separazione era allora di 4,0” in PA 189°. Nel 1993 la separazione era scesa a 1,8” in PA 324°. Nel 1909 è stata trovata un’altra compagna (V: 12,9) separata di 82,2” in PA 289°; nel 1960 la separazione era scesa a 81,2” e il PA era 293°. Vedi il grafico dell’orbita.

Stella multipla, doppia facile nei binocoli: separazione 190,4” in PA 300°; magnitudine 5,7e 6,0; tipi spettrali K0 e K2 (giallo-bianco e giallo); il telescopio rivela che ognuna delle due componenti è a sua volta duplice: la primaria ha una compagna di magnitudine 11,1 separata di 18,4” in PA 79°, la secondaria ne ha una di magnitudine 9,3 separata di 103,8” in PA 258°. Il sistema si trova appena oltre i confini a sudovest dell’ammasso galattico NGC752.

Stella doppia, scoperta da F. G. W. Struve nel 1831; separazione 1,1” in PA 274°, sostanzialmente confermata dalle misurazioni astrometriche di Hipparcos relative al 1991 (sep. 1,06” in PA 276°); magnitudine 6,40-7,20; molto difficili da separare. Periodo: 144,7 anni. Vedi il grafico dell’orbita.

V: 6,8 e 8,1; separazione 1,07” in PA 175° (1991). Scoperta da Otto Struve nel 1847, misurata anche da Hipparcos nel 1991. Come si può osservare dal grafico dell’orbita, il piano dell’orbita stessa è visto quasi perfettamente di taglio per cui, quando la stella si troverà vicina al periastro (accadrà fra quasi 3 secoli e mezzo) non sarà più separabile con alcun mezzo ottico.