Stelle dell'Aquila
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a (alfa) Aql

Altair

a: 19h 50m 47,0s; d: +08° 52’ 06”; p: 0,19444”; V: 0,76; MV: 2,3; spettro: A7IV-V; B-V: 0,22; m: +0,54331”/+0,38554”; VR: -26,1 km/sec.; d: 16,8 a. l.; luminosità: 10; transito: 4 settembre; altre denominazioni: 53 Aquilae; HIP 97649; HD 187642; HR 7557; SAO 125122.

Altair (Avvoltoio, o Aquila), talvolta chiamata anche Atair, é la dodicesima stella più brillante del cielo (magnitudine apparente 0,76), gerarchia recentemente confermata dal Millennium Star Atlas, redatto in conseguenza alle osservazioni astrometriche del satellite Hipparcos.

Nell’Almagesto, è una delle poche stelle di cui Tolomeo ci tramanda un nome proprio: la versione latina del 1515 recita: Fulgens quae in occipite et vocatur Aquila. La stella determina l’angolo meridionale del Triangolo estivo, un asterismo facilmente individuabile, determinato, oltre che da altari stessa, da Vega (a Lyrae) e da Deneb (a Cygni). Il Triangolo estivo è un utile punto di riferimento per l’astrofilo, in quanto da esso, una volta individuato, è facile orientarsi verso le posizioni delle altre stelle meno brillanti.  Le tre stelle Altair, Tarazed (g Aql) e Alschain (b Aql) formano un gruppo chiamato a volte Famiglia dell’Aquila. In Cina queste stelle venivano dette Tamburo del Fiume, in India Orecchio oppure Sacro Albero di Fichi.

La sua distanza di 16,8 anni luce fa di Altair una delle stelle brillanti più vicine a noi. E’ una stella bianca della sequenza principale, simile a Sirio quanto a tipo spettrale, 1,5 volte più grande del Sole e 9 volte più brillante. La sua temperatura superficiale è di circa 8.000 K. Si calcola che le stelle della sequenza principale che hanno una luminosità simile a quella di Altair abbiano una massa di circa 1,7 volte quella del Sole e siano destinate a rimanere sulla sequenza principale stessa per circa 2 miliardi di anni prima di esaurire il loro combustibile nucleare. Lo spettro di Altair è caratterizzato dalle righe d’assorbimento dell’idrogeno e di metalli ionizzati come magnesio, ferro e titanio.

Altair ha una compagna di magnitudine 10, per la quale F. G. W. Struve ha determinato nel 1836 una separazione di 152” e un PA 322°. Ma non si tratta di una doppia fisica, e la separazione aumenta continuamente a causa del notevole moto proprio di Altair.

Una caratteristica peculiare di Altair é la grande rapidità della sua rotazione, veramente notevole per una stella della sequenza principale. Da quanto si deduce dall’esame delle sue linee spettrali, la stella compie una rotazione completa in 6.5 ore (il Sole compie una rotazione in 25.4 giorni). Una rotazione così rapida implica probabilmente una forma ellissoidale della stella, con un diametro equatoriale che potrebbe essere il doppio di quello polare.

 

b (beta) Aql

Alschain

a: 19h 55m 18,8s; d: +06° 24’ 24”; p: 0,07295”; V: 3,71; MV: 3,5; spettro: G8IVv; B-V: 0,85; m: +0,04664”/-0,48132”; VR: -39,7 km/sec.; d: 44,7 a. l.; luminosità: 5; altre denominazioni: 60 Aquilae; HIP 98036; HD 188512; HR 7602; SAO 125235.

Alshain o Alschain (parte del nome persiano della costellazione) é una doppia visuale, non facile da separare a causa della scarsa luminosità della compagna, di magnitudine 11,6 e distante circa 13” dalla componente principale. Le due stelle formano una coppia fisica, mostrando un comune moto proprio annuale di circa 0,48” in direzione 175°. La debole compagna fu scoperta nel 1852 da O. Struve, ed è di tipo spettrale M3 V, con uno splendore intrinseco che è circa 1/300 di quello del Sole. Il periodo di rivoluzione non è noto, ma dovrebbe ammontare a diversi secoli. L’effettiva separazione delle due componenti dovrebbe aggirarsi sulle 160 U. A.

Lo Sky Catalogue 2000.0 riporta questa stella sia nel Volume I, a pag. 550, che nel Volume II, tra le stelle multiple, a pag. 129. I dati riportati nei due casi sono curiosamente discordanti, sia nelle coordinate che nel tipo spettrale che, nel Volume II, è indicato come K0. b Aql A sembra leggermente variabile (<0,05 magnitudine).

 

g (gamma) Aql

Tarazed

a: 19h 46m 15,6s; d: +10° 36’ 48”; p: 0,00708”; V: 2,72; MV: -2,3; spettro: K3II; B-V: 1,50; m: +0,01599”/-0,00308”; VR: -1,4 km/sec.; d: 460 a. l.; luminosità: 1.300; transito: 3 settembre; altre denominazioni: 50 Aquilae; HIP 97278; HD 186791; HR 7525; SAO 105223.

Tarazed (anch’essa parte del nome persiano della costellazione), occasionalmente chiamata anche Reda, si trova esattamente 2° a nordovest di Altair, la stella più brillante della costellazione. Il suo nome deriva da una descrizione, di questa stella e delle sue vicine Altair e Alshain, come l’Asta della Bilancia. Il nome è stato attribuito a questa stella (così come a molte altre) da Giuseppe Piazzi, il primo direttore dell’Osservatorio Astronomico di Palermo.

Le misurazioni astrometriche della missione Hipparcos hanno permesso di ottenere una parallasse sufficientemente certa di questa stella, che risulta trovarsi dunque ad una distanza di 461 (+/- 44) anni luce, dal che si evince uno splendore intrinseco 1.320 (+/- 265) volte superiore a quello del Sole. E’ una gigante gialla intrinsecamente molto più luminosa della vicina Altair, che in magnitudine apparente la supera di ben 6 volte. La sua temperatura è invece assai più bassa: circa 4.000 K. Tarazed si trova immersa in un interessante campo della Via Lattea; a poco più di 1,5° da questa stella si può osservare la nebulosa oscura B 143.

 

d (delta) Aql

a: 19h 25m 29,9s; d: +03° 06’ 53”; p: 0,06505”; V: 3,36; MV: 2,3; spettro: F0IV; B-V: 0,32; m: +0,25343”/+0,08067”; VR: -30,1 km/sec.; d: 50 a. l.; luminosità: 8,4; altre denominazioni: 30 Aquilae; HIP 95501; HD 182640; HR 7377; SAO 124603.

Sono state rilevate variazioni spettrali con un periodo di circa 4 ore, probabilmente dovute a pulsazioni dell’atmosfera della stella; ma si è pensato anche ad un sistema binario stretto. Vi è inoltre un compagno invisibile con un periodo di 3,42 giorni, scoperto grazie alle sistematiche variazioni del moto proprio. Secondo H. L. Halden (1944) la separazione è 0,3”, ma la differenza di magnitudine tra le due stelle (7,5 magnitudini di differenza) era tale da rendere impossibile l’osservazione visuale della più debole. L’interferometria a macchie ha consentito a Bonneau, nel 1979, di stabilire una separazione di 0,1” e un PA di 130°.

 

z (zeta) Aql

a: 19h 05m 24,6s; d: +13° 51’ 48”; p: 0,03918”; V: 2,99; MV: 0,8; spettro: A0Vn; B-V: 0,01; m: -0,00725”/-0,09531”; VR: -25  km/sec.; d: 83 a. l.; luminosità: 33; Altre denominazioni: 17 Aquilae; HIP 93747; HD 177724; HR 7235; SAO 104461; ADS 12026.

Benché non venga di solito ricordata con un nome proprio, questa stella è chiamata talvolta Deneb el Okab o, semplicemente, Deneb. E’ curioso come il nome Deneb sia piuttosto diffuso tra le stelle che fanno parte di costellazioni raffiguranti animali; la parola, in Arabo, significa Coda. La più celebre Deneb, infatti, rappresenta la coda del Cigno, così come Deneb Kaitos rappresenta la coda della Balena.

La z Aql è una doppia visuale, scoperta come tale da S. W. Burnham nel 1878. Al momento della scoperta la separazione era do 4,9” in PA 60°, e nel 1934 era aumentata a 6,5” in PA 53°. Il periodo non è noto, ma dovrebbe essere di diversi secoli. La primaria è inoltre una binaria spettroscopica. La secondaria è una nana di tipo indeterminato, di magnitudine 12,0. Il WDS riporta un terzo membro separato di 160,8” in PA 77°, di magnitudine 11,8 (1988).

 

h (eta) Aql

a: 19h 52m 28,4s; d: +01° 00’ 20”; p: 0,00278”; V: 3,87; MV: -3,8; spettro: F6Ibv SB; B-V: 0,63; m: +0,00694”/-0,00730”; VR: -14,8  km/sec.; d: 1.150 a. l.; luminosità: 2.000-4.000; altre denominazioni: 55 Aquilae; HIP 97804; HD 187929; HR 7570; SAO 125159.

Si tratta di una brillante variabile cefeide; fu scoperta da Pigott nel 1784, poco tempo dopo la scoperta da parte di Goodricke della variabilità di d Cephei. E’ una delle cefeidi più facili da osservare, dato che soltanto la Stella Polare e la stessa d Cephei la superano in splendore. Il periodo è di 7,176641 giorni  (epoca JD 2.436.084,656). L’intervallo di magnitudine va da un minimo di 4,39 ad un massimo di 3,48 nel visuale. Dato che le variazioni di magnitudine sono facilmente osservabili ad occhio nudo, una buona stella di paragone può essere b Aquilae, la cui magnitudine 3,71 è nota con certezza e stabile entro i 5/100 di magnitudine.  Vedi la curva di luce della h Aql nel visuale. Caratteristica peculiare (ma non unica) della curva di luce di questa stella è una evidente gibbosità nel tratto discendente, che indica un’interruzione di 9 ore nella discesa dello splendore della stella verso il minimo. Paragonando questa curva di luce con quelle di altre cefeidi, si nota che questa caratteristica è presente in molte altre stelle il cui periodo va dai 7 ai 10 giorni. Il meccanismo non è perfettamente compreso, ma è probabile che sia connesso ad un fenomeno di “pulsazioni multiple”, nel senso che diversi livelli dell’atmosfera della stella si espandano e si contraggano a velocità diverse, e che in un determinato punto della curva due “onde di pulsazione” si trovino in fase di interferenza distruttiva, cancellandosi vicendevolmente.

 

q (theta) Aql

a: 20h 11m 18,3s; d: -00° 49’ 17”; p: 0,01136”; V: 3,24; MV: -1,7; spettro B9,5III; m: +0,03548”/+0,00605”; VR -27,3 km/s; d: 287 a. l., luminosità: 320; Altre denominazioni: 65 Aquilae; HIP 99473; HD 191692; SAO 144150; HR 7710.

I Cinesi chiamavano questa stella Tseen Foo, il Battello Celeste. Si tratta di una binaria spettroscopica, con periodo di 17,12 giorni. Gli spettri sono entrambi visibili, e tutti e due sono di tipo compreso tra B9 e A0. La stella compare nel catalogo delle stelle doppie di William Herschel come H VI 27, ma questa coppia oggi non viene più tenuta in considerazione. E’ stata invece trovata, nel 1987, una compagna separata di 1,0” in PA 44°; non è nota la magnitudine di questa stella, ma è certo che non si tratta della compagna spettroscopica.

 

l (lambda) Aql

a: 19h 06m 14,9s; d: -04° 52’ 57”; p: 0,02605”; V: 3,43; MV: -0,1; spettro B9Vn; B-V: -0,09; m: -0,01975”/-0,09037”; VR -12 km/s; d: 125 a. l., luminosità: 49; Altre denominazioni: 16 Aquilae; HIP 93805; HD 177756; HR 7236; SAO 143021.

Le linee spettrali di questa stella sono insolitamente larghe e diffuse, il che dovrebbe indicare una rapidissima rotazione. La stella si trova in una zona della Via Lattea estremamente interessante, appena a nordest della nube stellare dello Scudo. Nel raggio di poco più di 1° si trovano la larga doppia 15 Aql, l’interessante variabile V Aql e la debole nebulosa planetaria NGC6751. Per gli amanti delle stelle variabili può risultare interessante la vicina carbon star V Aql: si trova meno di 1° a sud-sudovest.

 

s (sigma) Aql

a: 19h 39m 11,6s; d: +05° 23’ 52”; p: 0,00478”; V: 5,17var.; MV dei due membri: -1,8 e –1,3; spettro:  B3V + B3V; B-V: -0,00; m: +0,00209”/-0,00378”; VR: -4,8 km/sec.; d: 680 a. l.; luminosità: 300; Altre denominazioni: 44 Aquilae; HIP 96665; HD 185507; HR 7474; SAO 124903.

Si tratta di una binaria ad eclisse formata da due giganti quasi gemelle di tipo spettrale B3V che percorrono un’orbita quasi perfettamente circolare intorno al loro comune centro di massa in 1,950271 giorni. La distanza tra i due membri del sistema dovrebbe aggirarsi sugli 11 milioni di km.  Gli studi sulla curva di luce di s Aql mostrano piccole eclissi parziali, con la magnitudine che varia continuamente. Le due stelle sono evidentemente di forma ellissoidale, a causa della grande velocità di rotazione e agli effetti mareali. La velocità di rotazione equatoriale della stella più brillante è stata misurata in circa 130 km/s. La distanza del sistema è sui 950 a. l., la VR 5 km/s in avvicinamento. 

Nel 1830 John Herschel registrò una compagna di magnitudine 12,5 a 48” in PA 328°. Quasi certamente la stella, la cui posizione è rimasta da allora immutata (né essa né s Aql mostrano un moto proprio misurabile), non è fisicamente legata al sistema.

 

R Aql

a: 19h 06m 22,2s; d: +08° 13’ 48”; p: 0,00473”; magnitudine 7,61.; spettro:  M5e-M9e; B-V: 1,13; m: +0,00523”/-0,06705”; VR: +32,0 km/sec.; d: 690 a. l.; luminosità: 30; Altre denominazioni: HIP 93820; HD 177940; HR 7243; SAO 124266.

Si tratta di una gigante rossa pulsante della classe Mira, che al suo massimo giunge spesso ad essere visibile ad occhio nudo. Si trova circa 5,5° a sud di z Aql, ed è facilmente riconoscibile nel telescopio grazie al suo bel colore rosso che cresce di intensità quando la stella si fa più debole. Il tipo spettrale varia da M5e al massimo a M9e al minimo, il che corrisponde ad una variazione di temperatura da circa 2.350 K a 1.890 K. E’ una delle stelle più fredde che conosciamo, tanto che lo spettro mostra la presenza del vapor d’acqua. Visualmente R Aql varia di circa 6,5 magnitudine (400 volte) in splendore: da 5,5 a 12 in un periodo di 284,2 giorni (epoca JD 2.443.458). Le misure radiometriche, però, hanno messo in luce il fatto che la variazione totale, su tutta la gamma delle lunghezze d’onda, potrebbe non superare 0,9 magnitudine

Un’altra interessante caratteristica di R Aql è il suo lento mutamento nel periodo che, negli ultimi 90 anni è sceso da 350 a circa 284 giorni: si conoscono soltanto pochi casi simili a questo, come R Centauri ed R Hydrae. E’ stata osservata una compagna di magnitudine 11 piuttosto distante: 76,6” di separazione in PA 297° (1959). Un’altra, di magnitudine 10,5, si trova a 180.7” in PA 259° (1959). Vedi la curva di luce.

 

V Aql

a: 19h 04m 24,2s; d: -05° 41’ 06”; p: 0,00270; V: 6,48; spettro:  C5II; B-V: 2,30; m: +0,00618”/+0,00007”; VR: +36,8 km/sec.; d: 1.208 (+/- 309) a. l.; luminosità: 284 (+/- 164); Altre denominazioni: HIP 93666; HD 177336; HR 7220; SAO 142985.

Si tratta di una classica carbon star (S4174 del Cool Galactic Carbon Stars Catalog di Stephenson), variabile semiregolare (SRb) con ampiezza delle variazioni da magnitudine 6,6 a 8,4 nel visuale in un periodo di 353 giorni. Le variazioni fotografiche sono tra magnitudine 10,6 e 12,4: la differenza notevole tra la magnitudine visuale e quella fotografica è ovviamente dovuta al fatto che l’emulsione fotografica è molto più sensibile al blu che al rosso. La magnitudine media poi varia con un superciclo di circa 2.270. Il tipo spettrale varia tra C5,4 e C6,4 (N6): bel colore arancio intenso. La stella é facilmente rintracciabile a sud della linea che congiunge l Aql e 12 Aql, 30’ a nordovest dalla nebulosa planetaria NGC6751.

 

V603

(Nova Aquilae 1918) a: 18h 48m 54,6s; d: +00° 35’ 03”.

V603 Aql é la nova più brillante registrata negli ultimi 300 anni. Il primo avvistamento fu fatto nella notte dell’8 giugno 1918, e fu osservato come un oggetto di 1a magnitudine circa 6° a nord della nube stellare dello Scudo nella Via Lattea. Tra i primi ad osservarla ci fu E. Barnard. Al momento della scoperta, la nova era più brillante della stessa Altair, ma nel giro di qualche ora era diventata la stella più splendente dell’emisfero boreale, e in tutto il firmamento veniva superata, e di pochissimo, dalla sola Sirio!

Le lastre della regione prese in precedenza permisero di identificare la stella prima del fenomeno: fino al 3 giugno l’oggetto non era che una stellina di magnitudine 11, il 7 giugno aveva toccato magnitudine 6, mentre il 9 giugno toccava il massimo: magnitudine –1,4. Dopo di ciò, cominciò lentamente a declinare fino a magnitudine 4 alla fine di giugno, mentre nel marzo dell’anno seguente era scesa a magnitudine 6, al limite della visibilità ad occhio nudo. Durante il periodo del massimo splendore, lo spettro della stella mostrava un involucro di gas che si espandeva nello spazio con una velocità tra i 1.600 e i 2.000 km/s. Alcuni mesi più tardi, intorno alla stella si era formata una nebulosa gassosa il cui diametro aumentò per qualche anno in ragione di circa 2” all’anno, tanto da far assomigliare la nova ad una nebulosa planetaria. In seguito, questa nebulosità divenne sempre più fioca, sino a disperdersi nello spazio. Qui sotto vedi la tipica curva di luce di una nova classica.

Oggi, la Nova Aquilae 1918 é una stellina blu di magnitudine 12 circa (1968), apparentemente molto più piccola e densa del nostro Sole. Vedi la curva di luce.

La distanza é calcolata in circa 1.200 a. l., il che ne fa, nelle condizioni attuali, una stella circa 2 volte più luminosa del Sole. Ma al suo massimo la magnitudine assoluta dell’astro era circa –9,3: ciò vuol dire che, nel giro di soli 6 giorni (dal 3 al 9 giugno 1918) la stella ha aumentato il proprio splendore di ben 100.000 volte!

 

UV Aql

a: 18h 58m 32,4s; d: +14° 21’ 50”; la parallasse ricavata durante la missione Hipparcos presenta un margine di errore tale da non consentire una valida determinazione della distanza e, quindi, dello splendore intrinseco; Altre denominazioni: HIP 93158; HD 176200.

Variabile semiregolare, periodo 385,5 giorni, intervallo di magnitudini 7,89-8,33; colore rosso intenso, tipo spettrale C5,4-5 (N4) o C6 II: si tratta, come dimostra lo spettro, di una classica carbon star, una vecchissima stella che attraversa le ultime fasi della sua storia evolutiva. Si trova circa a metà strada tra e Aql e 11 Aql, un po’ ad ovest dalla linea che congiunge le due stelle. Bella da osservare per il suo intenso colore rosso, si può localizzare abbastanza facilmente a 45’ sud-sudest della e Aql (V: 4,02; spettro: K2).

 

15 Aql

a: 19h 04m 57,6s; d: -04° 01’ 53”; p: 0,01004”; V: 5,40; spettro: K1 III; B-V: 1,12; m: +0,02081”/-0,02673”; VR: -17,7 km/sec.; d: 300 a. l., luminosità: 55; altre denominazioni: HIP 93717; HD 177463; HR 7225; SAO 142996; ADS 12007; h 286.

Doppia, scoperta nel 1823 da John Herschel e South. La separazione era allora di 35,6” in PA 207° ; nel 1976 era di 38,8 “ in PA 209. Magnitudini individuali: rispettivamente 5,42 e 7,20. Tipi spettrali entrambi K0 IV (secondo il WDS, subgiganti di colore giallo-arancio) o K1 III (secondo SIMBAD).

 

57 Aql

a: 19h 54m 37,6s; d: -08° 13’ 38”; p: 0,00974”. V: 5,70; spettro: B7Vn; B-V: -0,08; m: +0,00819”/-0,02571”; VR: -6,0 km/sec.; d: 300 a. l., luminosità: 45; altre denominazioni: HIP 97966; HD 188293; HR 7593; SAO 143898; ADS 13087; S 2594.

Doppia, scoperta da F. W. G. Struve nel 1833; la separazione al momento della scoperta era 35,7” in PA 170°; V: 5,8 e 6,5; tipi spettrali B3 e B, entrambe caldissime stelle bianco-azzurre. Circa 20’ a sud-sudovest si trova un’altra bella doppia, col cui colore (tipo K5) dorato contrasta splendidamente con questa: 56 Aql (a: 19h 54,1m; d: -08° 34’), separazione 46,5” in PA 77°, magnitudine 5,8 e 11,9. Tutte e due le componenti sono binarie spettroscopiche.

 

LDS 6334

a: 19h 16m 55,2s; d: +05° 10’ 08”; p: 0,17026”. V: 9,12; spettro: M3,5 V; B-V: 1,46; m: -0,58123”/-1,33170”; VR: +32,4 km/sec.; d: 19,2 a. l., luminosità: 0,0063; altre denominazioni: HIP 94761; HD 180617.

Un sistema binario formato da due nane rosse, la cui componente più debole è certamente al di là delle possibilità di qualunque strumento amatoriale, ma è comunque di notevole interesse perché è senz’altro una delle stelle intrinsecamente più deboli che si conoscano. La coppia è molto larga: nel 1960 la separazione era di 74,0” in PA 150°. La primaria (HD 180617) è una nana di tipo spettrale tra M0 ed M5 la cui luminosità si aggira intorno al 6 per mille di quella del Sole, e la magnitudine apparente 9,12. La compagna, che, ripeto, è del tutto inutile cercare di rintracciare con uno strumento amatoriale, ha magnitudine apparente 17,43 e assoluta 19,3: qualcosa come un cinquecento millesimo dello splendore del Sole.

 

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