Stelle in Ariete
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Hamal, che proviene dal nome arabo per l’intera costellazione, era originariamente scritto Hamel, Hemal, Hamul o Hammel; Riccioli si riferì ad essa come Ras Hammel, da Al Ras al Hamal, la Testa della Pecora. Ma altri, tra i quali Ulugh Begh, la chiamarono El Nath o Al Natih, il Corno. Ma questa designazione è oggi riservata alla b Tau. Curiosa la designazione nella versione latina dell’Almagesto: Quae supra caput est quam Ipparchus in collo dicit. Non c’è granché d’altro da dire su questa stella: è una gigante giallo-arancio abbastanza simile ad Arturo (a Bootis) anche se intrinsecamente meno brillante.

Il nome deriva dall’arabo Al Sharatain, forma duale di Al Sharat, il Segno, e si riferiva a questa stella e a Mesarthim, g Ari, la terza stella nella testa dell’Ariete; Sheratan contrassegnava l’equinozio vernale ai giorni di Ipparco. Le due stelle venivano associate anche nell’astronomia indiana e in quella persiana: erano i Due Cavalieri per la prima, i Due Protettori per la seconda.

E’ una stella bianca della sequenza principale, con una massa pari a circa due volte quella del Sole e una temperatura superficiale di circa 9.000 K. E’ stata scoperta come binaria spettroscopica da H. C. Vogel nel 1903. Il periodo è 106,997 giorni e l’eccentricità 0,89. L’eccentricità è veramente elevata, per quanto ne sappiamo la più elevata tra tutte le binarie spettroscopiche conosciute, e perfino di molti sistemi visuali: l’asse maggiore è triplo di quello minore. La stella è inclusa da diversi decenni nel Catalogo delle Stelle Sospette Variabili di Kholopov ed al.; si pensa che essa possa presentare una variabilità del tipo d Sct, ed è stata inclusa in diversi programmi di ricerca sulle stelle pulsanti; ma sinora non si è riusciti a superare la sua elusività: neppure la missione Hipparcos è riuscita a dirimere la questione della presunta variabilità di Sheratan. Rimane il fatto che, nel diagramma H-R, la stella si trova ai margini della cosiddetta Fascia di Instabilità, nella regione delle d Sct.

Il nome di questa stella è stato associato al termine ebreo per Ministro, ma l’accostamento non è convincente; più probabilmente è un’errata trascrizione di Bayer del nome della stazione lunare in cui è associata con la b Ari, Sheratan: i Due Segni.

Si tratta di una delle stelle doppie meglio conosciute, ed una delle prime ad essere scoperte: da Robert Hooke, nel 1664, mentre seguiva una cometa. Le componenti non hanno mostrato una variazione di angolo in questi tre secoli, ma la separazione sembra essere leggermente diminuita da quando F. G. W. Struve, nel 1830, la determinò in 8,6” (PA 358°): nel 1969, infatti, è stata misurata in 7,8”, e nel 1988 in 7,5” in PA 0°. I dati di Hipparcos, riferiti al 1991, sono: separazione 7,61 in PA 1°. Le magnitudini individuali sono entrambe intorno a 4,80. Le classi spettrali sono rispettivamente A1p Si e B9 V. Le due stelle mostrano un moto proprio comune: 0,14” annui in PA 141°. La stella più meridionale della coppia, che viene considerata la primaria, è una variabile magnetica del tipo a₂ CVn; ha un’ampiezza di variazione di 0,04 magnitudini in un periodo di 2,6095 giorni. Oltre al sistema fisico, vi è una terza stella di magnitudine 9,6 (g C o b 512), separata di 221” circa in PA 84°: nel 1878 S. W Burnham trovò trattarsi di una doppia stretta, magnitudine 9 e 13, separate di 1,7”. Questo gruppo non è però fisicamente legato alla binaria principale.

Multipla, scoperta come doppia da F. G. W. Struve nel 1827. La separazione al momento della scoperta era di 0,5” in PA 186°, ma da allora è in aumento: nel 1992 era di 1,5” in PA 208°. Le due stelle sono praticamente gemelle sia quanto a dimensioni che quanto a tipo spettrale: questo è per entrambe A2 Vs, mentre le magnitudini individuali sono 5,20 e 5,50. Una terza stella di magnitudine 12,70 è stata individuata nel 1912. La separazione era di 145,4” in PA 192° e dopo 10 anni era divenuta 146,3” in PA 191°.

La coppia principale di questa stella multipla fu scoperta da W. Herschel, ma non sembra essere un sistema fisico; la separazione è 37” in PA 46°, la magnitudine della compagna è 7,40 e il tipo spettrale G1 V (B-V: 0,58). La terza stella, individuata nel 1923, è di magnitudine 9,70 e spettro F0 IV; la separazione: 179,2” in PA 75°. Insieme a questa è stata trovata una quarta compagna, di magnitudine 11,55 e separata dalla primaria di 261,2” in PA 84°, spettro uguale a quello della precedente.

Questa stella doppia è stata misurata un centinaio di volte a partire dalla sua scoperta (F. G. W. Struve, 1822). Al momento della scoperta la separazione era di 2.6” in PA 170°; nel 1992 era di 2.9” in PA 164°. Le magnitudini individuali delle due stelle, entrambe giganti gialle, sono rispettivamente 6.20 e 7.40. La primaria ha spettro composito, K1 III + A6 V; dovrebbe essere una binaria spettroscopica. 15’ ad est-sudest c’è la galassia spirale NGC697 (magnitudine 12; asse maggiore 5’ in PA 105°); 18’ a sud-sudest ci sono due galassie separate tra loro di 5’: NGC678 ed NGC680, sempre di magnitudine 12. E nel raggio di 30’ da 1 Ari ce n’è diverse altre più deboli.

Una larga e facile stella doppia, i cui membri mostrano un comune moto proprio di 0.15” per anno in PA 90°. F. G. W. Struve nel 1835 la catalogò al n° 5 della sua lista di oltre 3000 sistemi doppi e multipli. La separazione, al momento della scoperta, era di 38.6” in PA 273°. Le magnitudini sono 6.51 e 7.09, gli spettri F5 V e F7 V: come si vede, oltre a trattarsi di due stelle della sequenza principale, sono entrambe gialle; ciò nonostante, molti osservatori affermano di aver visto la stella più piccola di colore azzurrastro: tale fenomeno nelle doppie non è infrequente, in quanto la differenza di splendore alle volte altera la percezione dei colori. La stella più brillante è a sua volta una binaria spettroscopica con un periodo di 9.851 giorni. La separazione tra le due componenti nel 1986 era di 38.1” in PA 274°.

Poiché il Burnham riporta una VR di 17 miglia/sec. in recessione, ci sembra opportuno precisare che il dato di 8,5 km/sec. in avvicinamento è tratto dai parametri forniti dalla missione Hipparcos, che li considera esatti a meno di un errore del 2%. Si tratta di una delle tre cosiddette runaway stars, o stelle fuggitive: le altre due sono AE Aurigae e m Columbae. Le considerazioni su queste stelle sono esposte nella scheda di AE Aurigae, alla quale rimandiamo. Aggiungiamo che 53 Arietis è una variabile del tipo b Cephei: una variabile pulsante con periodo 0,15275 giorni e ampiezza di variazione 0,13.

E’ un sistema multiplo, la cui coppia principale fu scoperta da F. G. W. Struve nel 1829. La separazione fra i due membri era allora di 1,6” in PA 308°. Le magnitudini individuali delle due stelle (entrambe gialle) sono, rispettivamente, 7,40 e 8,30. Nel 1910 è stata trovata una terza compagna, di magnitudine 12,6, separata di 88,6” in PA 34°; nel 1988, la separazione era salita a 94,3” in PA 26°. Anche per la coppia principale la separazione aumenta e il PA decresce: Hipparcos, nel 1991, ha misurato una separazione di 3,64” in PA 309°. Il periodo è stato calcolato in circa 720 anni. Vedi il grafico dell’orbita.

Questa coppia di nane arancione è stata scoperta da F. G. W. Struve nel 1831, e da allora è stata controllata una cinquantina di volte. La separazione era di 9,0” in PA 216° al momento della scoperta; nel 1994 risultava dimezzata: 4,6” in PA 227°. Le magnitudini individuali sono 7,60 e 9,80. Gli spettri sono abbastanza controversi: il WDS (Washington Visual Double Star Catalog) dà G5, SIMBAD K2, mentre Burnham dà dK2 e dM1. Burnham dà anche notizia del fatto che nel 1959, nel corso di uno studio sui moti propri, al Lowell Observatory sarebbe stata scoperto un terzo membro del sistema: una nana rossa di magnitudine 15, separata di 43” in PA 260° dalla coppia principale. Questa stella ha una luminosità che è solo 1/4.000 di quella del Sole.