Stelle dell'Acquario
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La stella marca la spalla destra della figura dell’Acquario, vicino alla brocca. Si riportano diverse versioni del nome: Sadal Melik; Sadalmelek; Sadlamulk; El Melik; Saad el Melik. L’origine è araba (Al Sa’d al Malik), e significa la Fortunata del Re o Fortunate Stelle del Re. Insieme ad e e q Peg, che si trovano appena più a nord, contrassegnava, per i Cinesi, la 23^a sieu: Goei, o Wei, termini dal significato controverso (secondo alcuni autori Pericolo, secondo altri Fondazione).

Pur avendo la stessa classe spettrale del Sole, è una gigante, contrariamente alla nostra stella che si trova sulla sequenza principale. Il diametro è circa 80 volte quello del Sole.

I nomi riportati per questa stella, tutti di origine araba, sono: Sadalsuud; Sadalsud; Sad es Saud; Sadal Sund; Saad el Sund. Secondo Allen, la versione esatta è Sadal Suud, dato che deriva dall’arabo Sa’d al Su’ud. La stella segna la spalla sinistra della figura, e il suo nome significa la Più Fortunata delle Fortunate. Significato che potrebbe derivare da un più antico nome mesopotamico, Kakkab Nammac, la Stella del Grande Destino. Per i Cinesi contrassegnava la sieu Heu, Hiu o Hü (Vuoto), la centrale delle sette sieu che, prese insieme, erano conosciute come Heung Wu, il Guerriero Nero, nella regione settentrionale del cielo. Simile per distanza, luminosità intrinseca e moto proprio ad a Aqr. Ha due compagne, entrambe di 11^a magnitudine, una a 35,5” ed una a 58,6”. La prima fu scoperta da John Herschel nel 1828, la seconda da S. W. Burnham nel 1879.

Un altro nome che si tramanda è Sadalachbia. Allen racconta che un significato attribuito a questo nome era Stella Fortunata delle Cose Nascoste, perché, quando essa emergeva dai raggi del Sole, tutti i vermi e i rettili, che erano rimasti nascosti durante i mesi freddi, strisciavano fuori dai loro nascondigli. Ma lo stesso Allen propende per un’altra interpretazione: Al Sa’d Alibiyah significherebbe Felicità delle Tende: perché quando la stella sorgeva nei tramonti primaverili, dopo i rigori e le sofferenze dell’inverno, le tende dei nomadi venivano alzate sui freschi pascoli, e la bella stagione prendeva il sopravvento. Binaria spettroscopica con un periodo di 58,1 giorni; moto proprio 0,12”. Ad una distanza di circa 30” c’è una stella di 12^a magnitudine il cui moto proprio fa escludere una connessione fisica con g Aqr (quando fu notata da John Herschel la separazione era circa 50”).

Altre varianti del nome: Scheat (Tycho); Sheat. Il tipo spettrale è stato classificato anche come A2-4III.

Al Sa’d al Bula’, La Buona Fortuna del Divoratore, era un asterismo che includeva anche la m e la n Aqr; Allen (con un certo scetticismo) riporta che questa curiosa denominazione deriverebbe dal fatto che le due stelle più esterne (appunto e e n) erano più “aperte” di a e b Capricorni, così che sembravano inghiottire la luce di quelle due. Ad est di Al Bali, poco più di 1° ad ovest-sudovest della n Aqr, si trova NGC7009, la Saturn Nebula (vedi scheda).

E’ una binaria stretta; la separazione sembra diminuire molto nel tempo. Fu osservata per la prima volta da C. Mayer nel 1777, e riscoperta da W. Herschel nel 1779. Herschel ne misurò la separazione in 4,56” nel 1781. Hipparcos, nel 1991, ha stabilito una separazione di 1,88” in PA 202°. Le due stelle hanno, rispettivamente, magnitudine 4,42 e 4,59. Il periodo è incerto, e le stime variano da 400 ad oltre 1.600 anni. Entrambe le componenti sono subgiganti di classi spettrali tra F1 e F2, e la distanza del sistema si aggira sui 75 a. l. L’effettiva separazione media tra le due stelle è di circa 100 U. A., e il moto proprio 0,19”.  Il grafico illustra gli elementi orbitali del sistema. Secondo gli studi di K. Strand, vi sarebbe una terza componente invisibile, rivelata dalle perturbazioni gravitazionali del sistema. z Aqr è un ottimo obbiettivo per i piccoli telescopi, anche perché le magnitudini delle due stelle sono quasi uguali. In buone condizioni di seeing si può già tentare di separarle con un buon rifrattore da 80 mm.

Scoperta da G. W. Hough nel 1884, allora la separazione era 1,2” in PA 224°. Nel 1959 la separazione era divenuta 1,5” in PA 174°. e due stelle hanno magnitudini individuali rispettivamente 5,0 e 11,0. Nel 1912, riporta il Catalogo ADS, è stato scoperto un terzo membro, di magnitudine 13,1, separato di 130,1” in PA 230°. In un binocolo o in un piccolo telescopio questa stella bianca forma un bel tripletto con y¹ e y², quest’ultima biancoazzurra, la prima arancione. Poco più di 1° a nord c’è la galassia spirale di 11^a magnitudine NGC7606. 

Variabile a lungo periodo, intervallo di magnitudine 5,8-12,4; periodo 386,96 giorni, colore rosso-arancio Tipo spettrale M5e-M8,5e + P. Il periodo di circa 386 giorni è una media, in realtà i singoli periodi sono piuttosto diversi tra loro: la curva di luce presenta generalmente un largo minimo della durata di sei o sette mesi seguito da una rapida risalita verso il massimo, ma esistono sostanziali differenze da ciclo a ciclo, sia nella forma che nell’ampiezza, per arrivare alla quasi scomparsa della variabilità.

Lo spettro di R Aquarii fu osservato per la prima volta da P. W. Merrill nel 1919, e fin da allora si manifestarono alcune peculiarità che ne facevano un oggetto assolutamente particolare nel panorama della classe di variabili alle quali, sino allora, era sembrata appartenere.

Scoperta da Harding agli albori dell’Ottocento, risultava una gigante rossa soggetta ad ampie e quasi regolari variazioni di luminosità con periodo di circa un anno: fin qui, niente di strano: sono le caratteristiche delle variabili del tipo Mira. Ma da quelle variabili la differenziano diverse caratteristiche: ad esempio, la strana nebulosa che la circonda: una strana nebulosità a forma di 8 coricato, simmetrico rispetto alla stella. E le osservazioni spettroscopiche di Merrill (1919) rivelarono la presenza simultanea nello spettro di due componenti molto diversi, quali una gigante rossa e una nebulosa planetaria. R Aqr sarebbe l’unica variabile del tipo Mira a trovarsi al centro di una nebulosa planetaria. Le osservazioni infrarosse, in particolare con il satellite IRAS, hanno rivelato un’intensa emissione a grandi lunghezze d’onda proveniente da nubi di polvere fredda che circondano la gigante rossa. Inoltre, si è scoperta una sorgente X coincidente con la stella, e le recenti osservazioni nell’ultravioletto con i satelliti astronomici hanno confermato la presenza di una forte componente ionizzante, identificabile con quella che già era considerata, anche se solo in via ipotetica, una compagna nana di R Aquarii.

R Aquarii è un tipico esempio di una classe di variabili abbastanza rare, caratterizzate da spettri compositi, in cui le caratteristiche di una gigante rossa a bassa temperatura ed una subnana caldissima si mescolano insieme. P. W. Merrill ha battezzato gli oggetti di questo tipo stelle simbiotiche[1].

Nel 1977 Wallenstein e Greenstein scoprirono un allungamento dell’immagine ottica della stella, come se questa avesse espulso un getto di materia. L’esame di vecchie lastre faceva pensare che questo getto doveva essersi formato da pochi anni, dopo il 1970.

Dal 1980 R Aquarii è stata intensamente studiata dal radiointerferometro VLA di Socorro (New Mexico), ed è risultato che nel dominio radio l’oggetto è costituito da ben cinque sorgenti distinte ed allineate: si pensa trattarsi di nubi di materia formate nel tempo in occasione di incontri ravvicinati tra nana blu e gigante rossa: le stelle simbiotiche costituiscono infatti una categoria abbastanza eterogenea, caratterizzata da comportamenti abbastanza irregolari, con fasi parossistiche alternate la lunghi periodi di tranquillità. Tali comportamenti non sono definitivamente compresi, probabilmente le due stelle che compongono la “simbiosi”, cioè una stella rossa e una blu, vivono a lungo in armonia, ma ogni tanto attraversano un periodo di crisi in cui diventano estremamente violente, per poi ritrovare un equilibrio che consente una nuova fase di quiescenza.

Il getto apparso nel 1977 si spiega con una specie di effetto-faro. Nell’occasione del massimo avvicinamento tra le due stelle, la maggiore quantità di materia riversata dalla gigante rossa sul disco di accrescimento che ruota attorno alla nana avrebbe acceso il disco stesso, portandolo ad una temperatura estremamente elevata, tale da irradiare fotoni nell’ultravioletto lontano e nella  banda X. Questi fotoni avrebbero improvvisamente a loro volta riscaldato le nubi fredde e invisibili che stazionano ad una certa distanza da R Aquarii, rendendole visibili, come se fossero improvvisamente apparse dal nulla.

Questa interpretazione del modello del sistema di R Aquarii è stata sostanzialmente confermata dalle osservazioni fatte dallo Hubble Space Telescope tra il 1991 e il 1993 di cui sul CD è disponibile un modello ricavato appunto da tali osservazioni.

Si tratta di una debole stella variabile, forse del tipo SS Cygni (vedi scheda) o delle novae ricorrenti. La stella è caratterizzata da una quasi costante attività, e le variazioni sono insolitamente complesse. A volte si verificano improvvisi massimi esplosivi in cui lo splendore della stella raddoppia in un’ora circa; questo fenomeno può verificarsi ripetutamente ad intervalli di circa un giorno. L’ascesa al massimo è spesso rapidissima. Vi sono anche violente eruzioni che si verificano ad intervalli di circa un anno, ed in queste occasioni la luminosità può aumentare di circa 2 magnitudini. E infine, c’è un altro ciclo di rapidissime variazioni di piccola ampiezza che hanno un periodo medio di circa un’ora. La curva di luce nell’ultravioletto relativa ad un outburst di AE Aqr è disponibile in Tavola II, Fig. 13.

AE Aqr è un oggetto di notevole interesse per gli osservatori di stelle variabili, anche se richiede strumenti di grande apertura dato che visualmente, anche nei momenti di massimo, è sempre meno brillante di magnitudine 10. Al tempo della scoperta (1931) si pensò fosse una variabile a lungo periodo del tipo Mira: solo nel 1937 si scoprirono fotograficamente gli improvvisi outbursts, e la stella venne classificata tra le variabili cataclismiche. Benché AE Aqr sia in effetti molto meno regolare di qualunque altra stella del tipo SS Cygni, sembra tuttavia che si possa ascrivere senz’altro a quella classe. Come tutte le altre stelle di quel tipo, essa costituisce uno stretto sistema binario in rapidissima rivoluzione. Le masse delle due stelle sembrano più o meno uguali, e il periodo di rivoluzione sembra prossimo alle 10 ore e le due componenti sono quasi a contatto, con una separazione effettiva dell’ordine di quella Terra-Luna.

 Lo spettro della stella più brillante sembra essere K2 Ve, quindi è una stella gialla di sequenza principale (con circa un terzo dello splendore del Sole, M_V 6) con righe in emissione. L’altro membro, che viene ritenuto la sorgente degli sporadici outbursts, è una caldissima stella nana di classe incerta, con brillanti righe in emissione sovrapposte ad uno spettro continuo e M_V 7. Il modello fisico del sistema consiste di una stella molto calda, una nana o una subnana bianca, ed una stella più fredda che sta per iniziare la sua evoluzione, come risulta dal flusso di gas che da essa si riversa sulla compagna più piccola. Quasi certamente è l’accumulo di questo materiale sulla stella calda che dà origine ai fenomeni esplosivi. 

CY Aqr è una variabile pulsante a corto periodo piuttosto importante, dato che dal 1934, quando fu scoperta, al 1965, è stata la variabile col periodo più corto tra quelli noti: soltanto 88 minuti (battuti nel 1965 dai 79 di SX Phoenicis). Le caratteristiche della curva di luce ricordano quelle delle cefeidi, con una rapida ascesa al massimo e una discesa più lenta: se la stella viene osservata durante l’ascesa, si possono notare variazioni in meno di 10 minuti. Lo spettro varia da B8 ad A3. In principio, la stella fu classificata come variabile del tipo RR Lyrae. Ma la sua posizione sul diagramma H-R, le sue piccole dimensioni e la sua bassa luminosità la fanno oggi ascrivere alla classe delle cefeidi nane. Queste sono nane dei tipi A ed F che hanno generalmente periodi che vanno dalle 1,3 alle 4,7 ore. Sono più piccole delle RR Lyrae ma più dense e assai meno luminose. Sembra siano simili alle stelle del tipo d Scuti. La curva di luce è in Tavola II, Fig. 15.

Variabile irregolare a lungo periodo, ampiezza troppo piccola per l’osservazione visuale. Si trova a metà strada, ma 2° più a sud della linea che congiunge b Aqr a q Aql.

Multipla, la coppia principale è stata scoperta da F. G. W. Struve nel 1825. La separazione era 0,8” in PA 28° al momento della scoperta; nel 1994 la separazione era di 1” in PA 18°. La magnitudine della primaria è 6,30 e quella della compagna 7,60. Un terzo membro di magnitudine 12,90 è stato scoperto nel 1912; la separazione era allora di 68,7” in PA 316°; nel 1962 era diventata 72,7” in PA 313°. Un membro ancor più distante era stato già scoperto nel 1899 (magnitudine 9,40): separazione 131,3” in PA 329°; nel 1921 questi dati non erano cambiati.

Binaria a eclisse del tipo Algol; intervallo di magnitudini: da 8,8 a 10,1; periodo: 1,97 giorni; si trova a 2,7° est-nordest di n Aqr.

Doppia, scoperta da W. Herschel nel 1823. Separazione 5,1” in PA 120° (divenuto 112° nel 1991). Magnitudine individuali: 5,60 e 7,10; tipi spettrali K0 III + F2 V (bel contrasto di colori, giallo-arancio e bianco-giallastro). La nebulosa planetaria NGC7293 (Helix Nebula) si trova 3,5° ad est, quasi sullo stesso parallelo. 2,7° ad ovest c’è la galassia NGC7184 (V: 11; 5,8’ x 1,8’).

Doppia, scoperta da F. G. W. Struve nel 1783; la separazione era allora di 35,6” in PA 110°; nel 1973 la separazione era scesa a 22,6” in PA 122°. Le magnitudini sono rispettivamente 5,66 e 9,00. In un binocolo forma un bel gruppo con la stella (anch’essa doppia) seguente: t Aqr.

Scoperta da W. Herschel nel 1825, la separazione era di 133,4” in PA 293°; nel 1962 la separazione era scesa a 132,5”. Secondo il Washington Visual Double Star Catalog, le magnitudini rispettive sono 4,00 e 9,80 e lo spettro M0 III.

Stella doppia, scoperta da F. W. G. Struve nel 1830. Al momento della scoperta la separazione era di 1,5” in PA 190°; nel 1959 la separazione era di 1,3” in PA 137°.  Le magnitudini sono 6,7 e 7,2, il tipo spettrale F5, il periodo è lunghissimo, 1.532 anni. Nel 1912 si è trovata una terza stella, di magnitudine 12,5, separata di 87,6” in PA 102°; nel 1924 la separazione era aumentata a 89,1” e il PA era rimasto invariato. Il grafico dell’orbita è disponibile in Tavola II, Fig. 14.

La separazione è di 12,7” in PA 350°. La primaria è una binaria spettroscopica a lungo periodo. La compagna è a sua volta doppia, con separazione 0,2” in PA 250°; magnitudine individuali: 5,19 e 7,50;  spettro K2V.

Doppia scoperta da W. Herschel nel 1823. La separazione era al momento della scoperta di 5,5” in PA 143°, mentre nel 1990 era di 6,8” in PA 136°. Le magnitudini rispettive sono 5,70 e 6,50. Gli spettri individuali sono A9IV e F2V.