Stelle dell'Auriga
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Capella é la sesta stella in ordine di luminosità nel cielo. Il suo colore di un giallo dorato é il risultato della fusione di due stelle troppo vicine perché riusciamo, nonostante Capella sia un astro relativamente vicino, a separarle. Tra le stelle di prima magnitudine, Capella é la più settentrionale di tutte.

Gli Arabi la chiamavano Alhajoth; il nome Capella è latino, e significa Capretta. Nella tradizione greca e romana la stella veniva associata a pioggia e temporali, perché in primavera era visibile in cielo prima dell’alba. In epoca classica veniva associata anche ad una cornucopia o ad un corno di capra spezzato. Tolomeo la descrive sulla spalla sinistra dell’Auriga. Gli Accadi la chiamarono Dil-gan I-ku, il Messaggero di Luce, o Dil-gan Babili, la Stella Patrona di Babilonia; gli Assiri I-ku, il Capo, forse perché a quel tempo si determinava l’inizio dell’anno in relazione alla posizione di questa stella rispetto alla Luna in coincidenza con l’equinozio vernale. Ma si tratta di congetture.  José de Acosta, gesuita spagnolo e naturalista del XVI secolo, riferisce che gli antichi Peruviani chiamavano questa stella Colca, che significava Pastore. Se è vero, è una curiosa coincidenza con il nome Capella.

Capella é una stella doppia, troppo stretta, ripetiamo, perché un telescopio possa separarla. La sua duplicità é stata rivelata con lo spettroscopio al Lick Observatory nel 1899, e la separazione tra le due componenti é stata misurata da J. A. Anderson con l’interferometro applicato al telescopio da 100 pollici di Mount Wilson nel dicembre del 1919. Era la prima volta che veniva usato l’interferometro per determinare un’orbita; le due stelle risultarono distanti tra loro circa 110 milioni di km (abbastanza meno della distanza Terra-Sole), e rotanti attorno al comune centro di gravità in direzione retrograda in un periodo di poco più di 104 giorni. La massima separazione sembra essere di appena 0,05”, e l’orbita pressoché circolare, con un’eccentricità di appena 0,01.

Le due stelle sono entrambe giganti, molto simili per massa e spettro. La maggiore ha una massa, determinata in base a calcoli sull’orbita, 2,67 volte maggiore di quella solare; il colore di questa stella è giallo, ed è 100 volte più luminosa del Sole. La temperatura superficiale è di circa 5.000 K e il suo diametro supera di 100 volte quello del Sole. La magnitudine individuale è 0,08. La seconda componente ha una massa che viene stimata circa 2,55 volte quella solare, è bianco-giallastra, ed è circa 60 volte più luminosa del Sole. La sua temperatura è di circa 5.600 K; la sua luminosità è solo il 60% circa della primaria perché il suo diametro è solo 6 volte maggiore di quello del Sole, e quindi dispone di una superficie minore, rispetto a quella, da cui irraggiare luce. Vedi un modello del sistema.

C’è ancora una terza componente, una debole nana rossa di magnitudine 10. Questa condivide il moto proprio della primaria, anche se si trova abbastanza distante: circa 12’ a sudest (141°). Questa stella é a sua volta doppia, con separazione 2,7” in PA 137° (spettri: M1 e M5; V: 10,2 e 13,7; luminosità totale: 1% di quella solare). Sembra ci siano ancora altre componenti del sistema, tutte molto più deboli e distanti.

Lo spettro di tipo M1, risultante dalla combinazione di quelli individuali, è stato ricavato dai dati della missione Hipparcos, il che sembra dar ragione ai molti osservatori antichi e medievali, inclusi Tolomeo e Riccioli, che l’hanno registrata come una stella rossa; ma lascia perplessi, perché non si concilia con l’indice di colore B-V, che è quello di una stella gialla. In precedenza c’era una certa discordanza tra gli spettri rilevati, ma la valutazione era sempre di spettri di tipo G, composti, per esempio G6III + F9III o G5IIIe + G0III. Sono state rilevate righe in emissione dell’elio e del magnesio ionizzato; la stella è anche una debole sorgente X.

Menkalinan si trova 2° ad est di Capella, e il suo nome deriva dalla traduzione in arabo della descrizione greca della stella come spalla destra dell’Auriga. E’ una binaria ad eclisse a corto periodo, le cui due componenti, molto simili per dimensioni e splendore, percorrono le loro orbite in meno di 4 giorni.

Questa stella è stata una delle prime doppie spettroscopiche mai scoperte, da A. Maury nel 1890. L’orbita è quasi circolare, e le eclissi sono di ampiezza assai modesta, con variazioni fotografiche che vanno da magnitudine 1,92 a 2,01. Vi sono due eclissi sostanzialmente identiche, in cui non viene occultato più del 25%  del diametro della stella parzialmente nascosta. Entrambe le componenti sono subgiganti bianco-azzurre pressoché uguali tra loro su un’orbita quasi circolare, inclinata di circa 12° rispetto alla visuale terrestre; hanno un diametro che è circa 2,6 volte maggiore di quello del Sole, mentre le masse sono rispettivamente 2,35 e 2,25 volte superiori rispetto a quella solare. La separazione reale delle due stelle è 1/12 circa di UA. Ambedue sono di tipo spettrale A2, hanno ciascuna un diametro che è circa 3 volte quello del Sole e una temperatura superficiale di 9.200 K.

Il moto nello spazio fa supporre che la stella appartenga all’ammasso stellare dell’Orsa Maggiore (Ursa Major Moving cluster), che è l’ammasso più vicino al sistema solare e che contiene cinque delle sette stelle dell’Orsa Maggiore.

b Aurigae ha una compagna ottica piuttosto distante (184” in PA 40°) di magnitudine 10,5: fu registrata da W. Herschel nel 1783. E ce n’è un’altra di magnitudine 14, scoperta da Barnard nel 1901, separata allora di 12,6” in PA 181°. Il moto proprio simile alla primaria suggerisce che si tratti effettivamente di una compagna fisica, la cui luminosità intrinseca sarebbe in tal caso 1/630 di quella del Sole, e la separazione effettiva da b Aurigae di circa 350 UA.

E’ una celebre binaria ad eclisse, una delle più notevoli e misteriose, oggetto di una quantità di studi e ricerche tale da far dire ad O. Struve, nel 1962, che la storia di questa stella è, sotto molti aspetti, la storia dell’astrofisica del XX secolo.

Il sistema è composto da due stelle che orbitano intorno al comune centro di massa in 27,06 anni, 9,983 giorni. Nel corso di ogni rivoluzione, la primaria viene eclissata da una compagna invisibile, che ne fa calare la magnitudine da 2,99 a 3,8 circa. La fase piena dell’eclisse dura un anno intero, quelle parziali circa sei mesi prima e dopo: l’inizio dell’eclisse comincia a notarsi 190 giorni circa prima del massimo oscuramento. Vedi la curva di luce. La componente brillante, che è la fonte di tutta la luce emessa da e Aurigae, è una supergigante di tipo spettrale incerto: Burnham suggerisce F0, mentre lo Sky Catalogue dà A9 Iae + B per il sistema. Lo splendore è valutato da fonti diverse da 60.000 a 200.000 volte quello del Sole, la distanza da 3.300 a 6.500 a. l.  La VR (2 km/s in avvicinamento) e la velocità orbitale media suggeriscono una forma dell’orbita piuttosto allungata, con un’eccentricità di 0,33. Il raggio dell’orbita è circa 15 UA. La massa totale del sistema è circa 30 volte quella del Sole, e la stella visibile dovrebbe essere la più massiccia.

La componente responsabile delle eclissi non è mai stata osservata né visualmente né spettroscopicamente: non fosse stato per le eclissi sarebbe stato difficile conoscerne l’esistenza (a parte le perturbazioni che sarebbero state notate sul moto della primaria). L’interpretazione tradizionale, dovuta a Kuiper e O. Struve (1936) proponeva un modello con una supergigante dalle caratteristiche eccezionali, forse la più grande, fredda e rarefatta stella conosciuta. Sarebbe stata 15 volte più grande della compagna, e 2.800 volte circa più grande del Sole, ma con una densità media vicina al vuoto assoluto. Secondo tale modello, la stella responsabile delle eclissi sarebbe normalmente invisibile, il parte perché la sua luce troppo debole si perderebbe nel bagliore della splendente primaria, ma forse anche perché la sua temperatura è troppo bassa per emettere radiazione visibile: a meno di 1.500 K, infatti, la sua emissione, avverrebbe soprattutto nell’infrarosso. Anche accettando tale interpretazione, resterebbe un’altra peculiarità: la stella (la supergigante) sembrerebbe essere in parte trasparente, almeno per quel che riguarda le sue regioni esterne. Ciò risulta evidente per il fatto che la stella visibile non scompare completamente quando viene eclissata: semplicemente si affievolisce fino a circa la metà del suo normale splendore. E, sebbene la forma della curva di luce sembri indicare un’eclissi totale, lo spettro della stella eclissata rimane visibile attraverso la “totalità” ed é essenzialmente invariato eccetto che per un determinato rafforzamento delle linee di assorbimento. Difficile da spiegare è anche il fatto che la stella eclissata vada indebolendosi senza cambiare colore: come se il corpo eclissante si comportasse da “filtro neutro”, assorbendo tutte le lunghezze d’onda nella stessa misura.

Se è effettivamente una stella, questo strano oggetto potrebbe essere la stella più grande che conosciamo: posta al centro del Sistema Solare si estenderebbe oltre l’orbita di Saturno. Ma sono stati proposti altri modelli, come quello di Margherita Hack, che nel 1961 ipotizzò che il corpo eclissante potesse essere un guscio o un anello di gas ionizzato che avviluppa una calda stella di tipo O o B che potrebbe essere di circa 2 magnitudini più debole della primaria e quindi non individuabile spettroscopicamente. e Aurigae ha anche una compagna visuale di magnitudine 14, che potrebbe esserle fisicamente legata.

Il nome più comune di questa stella è Sadatoni, ma è stata chiamata anche Saclateni, Haedi; Haedus; Hoedus. Con le stelle h ed e forma il gruppetto triangolare detto “I Capretti”. E’, insieme alla i, una delle stelle intrinsecamente brillanti della costellazione. Queste stelle erano anticamente associate al maltempo: Virgilio, nelle Georgiche, parla dei dies Haedorum (i giorni dei Capretti) accostandoli al cattivo tempo; Orazio si riferisce a questo asterismo come ad horrida et insana sidera e insana Caprae sidera; e Ovidio chiama questi astri nimbosi, piovosi. In ciò queste stelle dividevano con Capella la cattiva fama di cui essa godeva tra i marinai, dato che il suo sorgere nelle sere di ottobre annunciava la stagione delle tempeste nel Mediterraneo, ed era il segnale della chiusura della navigazione.

E’ una variabile ad eclisse, scoperta come doppia spettroscopica da A. Maury nel 1897 e confermata come binaria da W. W. Campbell nel 1908. E’ composta da una stella azzurra calda (tipo B5 V, 15.000 K) e relativamente piccola (4 volte il diametro, 6,8 volte la massa e 400 volte la luminosità del Sole) e da una gigante di tipo K5 II (3.200 K, diametro 160 volte, massa 8,3 volte e luminosità 2.100 volte superiori rispetto alla nostra stella; i dati relativi a questa stella sono però abbastanza incerti); le due stelle orbitano intorno al comune centro di gravità con un periodo di 972,176 giorni. L’eclisse della stella più piccola si verifica una volta ogni 2 anni e 8 mesi; a partire da circa un mese prima dell’eclisse vera e propria, la luce della stella piccola comincia ad affievolirsi a causa dell’atmosfera della gigante, e durante tale evento gli studi spettroscopici consentono di ottenere molte informazioni sulla struttura e la composizione dell’atmosfera stessa. Questa infatti è molto rarefatta, e risulta semitrasparente alla luce della stella blu che stanno occultando. Nella cromosfera della gigante sembrano esservi delle condensazioni e irregolarità locali, forse simili alle protuberanze solari. Lo spettro mostra la presenza di alcuni metalli neutri ai livelli più bassi dell’atmosfera, mentre ai livelli più alti appaiono le righe di metalli ionizzati. Idrogeno e calcio ionizzato sono presenti a tutti i livelli. L’eclissi della stella azzurra è totale per 38 giorni ed è preceduta e seguita da una fase parziale della durata (ciascuna) di circa 32 ore. Durante la totalità lo spettro della stella azzurra scompare del tutto. A causa della notevole differenza di colore tra le due stelle, l’ampiezza della curva di luce può variare di molto a seconda del metodo di osservazione: come variabile visuale la stella è assai poco spettacolare, dato che le variazioni sono appena di 0,15 magnitudini scarse. Fotograficamente, l’ampiezza delle variazioni sale a 0,5 magnitudini, mentre nell’ultravioletto si toccano le 2 magnitudini di variazione. In fotografia l’intervallo di variazione va da circa 5,0 a 5,6.

E’ la terza stella del gruppetto triangolare detto “the Kids” (“i Capretti”) dagli anglosassoni, e forma una doppia visuale (di cui è il membro orientale) separata di circa 20’ con la z Aur. La vicinanza con quest’ultima offre l’opportunità di paragonare i colori delle due stelle, particolarmente contrastanti quando la componente azzurra di Sadatoni è completamente eclissata. La stella presenta una lieve variabilità (<0,06 magnitudine), che è stata  confermata dalla missione Hipparcos.

q Aurigae è chiamata anche stella al silicio a causa dell’insolita abbondanza di tale elemento nelle sue linee spettrali. E’ un sistema multiplo, abbastanza facile da separare anche per i piccoli telescopi. La più vicina delle due compagne visibili forma un gruppo fisico, e fu scoperta da O. Struve nel 1871. La separazione, che era di 2,2” in PA 6° al momento della scoperta, nel 1976 era aumentata a 3,6” e il PA era variato a 313°. Le relative magnitudini sono 2,6 e 7,1; il tipo spettrale A0. La terza stella non è fisicamente legata alle altre due, è di magnitudine 10,6 e la sua separazione (in PA 300° circa) va progressivamente aumentando (50” nel 1939) a causa del moto proprio della primaria.

Questa stella è classificata come sospetta variabile di tipo sconosciuto, ma la missione Hipparcos non ne ha confermato la variabilità. Con Sadatoni, la z Aur, è una delle stelle intrinsecamente più brillanti della costellazione.

La nova fu scoperta nella notte del 23 gennaio 1892 dall’astronomo dilettante scozzese T. D. Anderson, lo stesso che in seguito scoprirà la nova Persei nel 1901. Fotografie della regione ottenute alcune settimane prima mostrano che l’8 dicembre 1891 la stella era invisibile, mentre il 10 dicembre era di magnitudine 5,4. Quindi l’ascesa dello splendore fino alla visibilità ad occhio nudo può essere avvenuto in un periodo di poco più di 24 ore. L’incremento successivo, di un fattore di 2 volte e mezzo, impiegò altri 9 giorni. Il massimo fu probabilmente toccato intorno al 20 di dicembre, quando raggiunse magnitudine 4,4; il giorno della sua scoperta era scesa a magnitudine 5,0. La stella si indebolì lentamente durante il gennaio e il febbraio del 1892, in marzo il suo splendore cominciò a scemare più rapidamente, tanto che alla fine di aprile era sceso fino a magnitudine 15. In agosto risalì nuovamente, fino a magnitudine 9,5 e rimase abbastanza costante per i seguenti 3 anni. Nel 1897 scese a magnitudine 11,5, e nel 1903 a magnitudine 14. Circa 33 anni dopo l’esplosione si stabilizzò su un minimo di magnitudine 15,5.

Al momento della scoperta, lo spettro della nova mostrava numerose righe che indicavano una rapidissima espansione; al suo nuovo incremento di splendore, in agosto, lo spettro era cambiato, e somigliava a quello di una nebulosa planetaria. Barnard riferì che al rifrattore Lick da 36 pollici la nova appariva come un disco nebuloso di circa 3” di diametro; nel 1943 il disco aveva raggiunto un’estensione di 12”.

Burnham riferisce che gli studi di Walker rivelano che T Aurigae è, come altre famose novae (per esempio Nova Persei 1901 e Nova Aquilae 1918), una stretta e rapida doppia: il periodo è 4,905 ore, e le due stelle formano un sistema ad eclisse, in cui l’eclisse primaria (parziale) dura circa 40 minuti.

Si tratta di una brillante cefeide, scoperta come tale nel 1905 da T. H. Ashbury. E’ facile da localizzare, trovandosi a poco meno di metà strada della linea ideale che va dalla e Gem alla q Aur.

Il ciclo delle variazioni è di 3,728115 giorni (epoca: JD 2.442.361,155), e l’ampiezza nella banda visuale è di circa 1 magnitudine L’ascesa al massimo richiede circa 1 giorno e mezzo e il declino circa 2 giorni e mezzo. La magnitudine visuale varia da 5,00 a 5,82, quella fotografica da 5,3 a 6,5.

Come avviene per tutte le cefeidi, le variazioni sono dovute a pulsazioni, variazioni nel volume della stella: quando sale verso il massimo splendore la stella si sta espandendo, quando scende verso il minimo si sta contraendo. Le misurazioni spettroscopiche mostrano che la VR (misura dell’espansione stellare) varia di circa 60 km/sec. nel corso dell’intero ciclo, e la massima velocità in avvicinamento coincide col massimo dello splendore. Come si vede nel grafico, la curva di luce è praticamente un’immagine speculare della curva delle velocità radiali. Le variazioni sono anche accompagnate da variazioni nel colore e nel spettro, che va da F4 a G1.  La stella è una supergigante di classe di luminosità Ib, e al massimo dello splendore può superare il Sole di forse 2000 volte; la magnitudine visuale assoluta è circa –3,1.

Benché non sia ancora del tutto chiara la causa delle pulsazioni, è però certo che c’è una relazione precisa tra il periodo delle pulsazioni stesse e lo splendore intrinseco delle cefeidi, e che le cefeidi intrinsecamente più brillanti richiedono un tempo maggiore per compiere il loro ciclo: hanno, cioè, periodi più lunghi. Le valutazioni della magnitudine assoluta di una cefeide era, fino a qualche anno fa, affidato a stime indirette dato che tutte le cefeidi erano troppo lontane perché se ne potesse ricavare una parallasse affidabile. La missione Hipparcos ha superato il problema, dato che la parallasse della cefeide a noi più vicina, la Stella Polare, è ora nota con un margine di errore di meno del 5%. Le stime precedenti si sono comunque rivelate sostanzialmente giuste. Dunque, in base ai periodi, le luminosità intrinseche delle cefeidi più distanti possono essere determinate con ragionevole certezza, e da ciò possono esserne derivate le distanze. Questo principio fu usato nel primo tentativo di determinare la distanza della galassia M31 in Andromeda (1923). La distanza di RT Aur é eccessiva per essere calcolata abbastanza esattamente con metodo trigonometrico in base ai dati di Hipparcos, che presentano un margine di errore troppo elevato. I calcoli basati sul periodo e sulla magnitudine visuale la pongono a circa 1.600 a. l.

Si trova circa 1° a sudovest del punto mediano della  congiungente tra la i Aur e la b Tau. Si tratta di una variabile particolare, considerata fin dalla sua scoperta (1906, Ceraski, all’Osservatorio di Mosca) il prototipo di una classe a sé; neppure la missione Hipparcos è riuscita a farla rientrare in una delle classi note. L’intervallo di magnitudini va da 9,6 a 13,6 nella banda fotografica, e le variazioni sono spesso molto rapide: la stella può aumentare di 25 volte il suo splendore in poche ore. Le variazioni sono irregolari, prive di una qualsiasi periodicità: nella figura mostriamo due curve di luce prese a distanza di qualche anno: si veda quanto diverse esse siano. Lo spettro è peculiare, ma sembra di tipo G5, e mostra forti righe in emissione dell’idrogeno, del calcio e di altri elementi. E’ evidente una forte turbolenza nell’atmosfera stellare, probabilmente diversi strati della stella sono in espansione a velocità diverse. Lo spazio che circonda la stella è denso di nubi di polveri oscure e, benché non vi sia traccia di nebulosità visibili nelle immediate vicinanze, sembra che le stelle di questa classe debbano le loro improvvise variazioni a qualche tipo di interazione con la circostante materia interstellare. Si pensa inoltre che stelle di questo tipo abbiano luminosità abbastanza modeste, dell’ordine di quella del nostro Sole.

Gli studi fatti su questo oggetto portano a considerarlo una variabile eruttiva, il cui comportamento è causato da violenti processi ed eruzioni che avvengono nella sua cromosfera e nella corona. Le variazioni di splendore sono spesso accompagnate da espulsioni di involucri gassosi e perdite di massa in forma di vento stellare di intensità variabile e/o interazioni con il circostante mezzo interstellare. Si tratta quasi certamente di una oggetto molto giovane, forse di una protostella simile alle T Tauri.  

Si trova circa 3,5° a nordest di Menkalinan (b Aur), proprio in direzione della y₁ Aur (spetto: K5; V: 4,9). Si tratta di una variabile esplosiva nana della classe SS Cygni. Intervallo di magnitudini: 10,3-15,8, periodo 55,5 giorni (periodo medio, non regolare o semiregolare). Scoperta nel 1907 da Silbernagel (Monaco), paragonando una lastra presa nel 1901 con una presa nel 1903. E’ caratterizzata da un minimo quasi costante, interrotto da violente esplosioni simili a quelle di una nova, ad intervalli che variano dai 50 ai 100 giorni. In tali occasioni la stella aumenta il suo splendore di circa 60 volte nello spazio di circa 24 ore. La curva di luce è molto simile a quelle di SS Cygni e di U Geminorum, ma in aggiunta alle normali esplosioni occasionalmente SS Aurigae mostra delle fluttuazioni molto rapide ed irregolari. Tale fluttuazione occasionale di solito dura 100 giorni, poi la stella torna al suo ciclo solito.

Come le altre stelle della sua classe, SS Aurigae è una binaria estremamente stretta il cui periodo è di circa 4h 20m. Le componenti sono piccole subnane, e si pensa che la componente esplosiva tra le due stelle sia la più blu, classificata come subnana di tipo Be. Le due stelle hanno magnitudini assolute, rispettivamente, +7,5 e +9; nel corso di un outburst lo splendore totale raggiunge più o meno quello del Sole.

Variabile: intervallo di magnitudini 5,78-6,08; le variazioni sono irregolari. La stella illumina la nebulosa diffusa IC405 detta comunemente “Flaming Star Nebula”, ma l’associazione tra stella e nebulosa appare casuale, dato che le velocità radiali dei due oggetti sono sensibilmente diverse. In effetti, l’analisi del moto di questa stella la rende un oggetto particolarmente interessante: AE Aurigae infatti è una rappresentante della categoria delle cosiddette stelle fuggitive (runaway stars): risalendo il suo moto, si scopre che 2.700.000 anni fa questa stella si trovava a far parte dell’Associazione-O di Orione: e dato che è una stella giovane, quasi certamente è proprio in Orione che è nata.

Ci sono almeno altre due stelle che hanno le stesse caratteristiche di AE Aurigae: m Columbae e 53 Arietis mostrano anch’esse di provenire da Orione; la prima doveva trovarsi lì 2.200.000 anni fa, la seconda 4.900.000 anni fa; e oltre a queste tre stelle, che provengono dall’associazione di Orione, ne conosciamo altre, sparse per il cielo, che provengono da altre associazioni stellari dalle quali si sono enormemente allontanate in tempi astronomicamente tutto sommato brevi. Tutte queste stelle hanno tre caratteristiche in comune: sono molto giovani (spettro tra O e B5); si muovono nello spazio a velocità elevate, tra 50 e 150 km/s, contrariamente alle normali stelle di tipo O-B che hanno velocità intorno ai 10 km/s; percorrono traiettorie orientate in tutti i sensi e non giacenti nel piano equatoriale galattico, nel quale si trovano le altre stelle O-B riunite in associazioni. Dunque, queste stelle non si muovono secondo il moto che dovrebbero avere in seno alla Galassia, ma come se fossero state cacciate via dai loro luoghi originari: sembra che siano nate lì ma poi, per qualche ragione, ne siano state espulse o ne siano fuggite precipitosamente.

L’astronomo olandese A. Blaauw le studiò a lungo e giunse a queste conclusioni: la percentuale di stelle O-B di grande massa tra le runaway stars, come egli stesso le battezzò, è 10 volte maggiore di quella delle altre stelle delle stesse classi spettrali; e mentre le O-B normali sono almeno per la metà parte di sistemi binari o multipli, pochissime delle O-B fuggitive risultano doppie. Ecco quindi la teoria sviluppata dall’Olandese (ripresa peraltro da Zwicky): un tempo le stelle fuggitive facevano parte delle associazioni O dalle quali appaiono provenire, e là erano nate assieme alle compagne. A quell’epoca facevano parte di sistemi binari o multipli, in cui la compagna aveva una massa elevatissima. Questa stella, evolvendosi rapidamente, aveva raggiunto la fase di supernova ed era esplosa. La stella superstite, allora, per la mancanza improvvisa della massa della compagna, non aveva potuto continuare ad orbitare intorno a un baricentro che ormai non c’era più o che (volendo considerare l’esigua massa del residuo di supernova) veniva praticamente a cadere nelle sue vicinanze, ed era fuggita in linea retta, secondo la tangente, con una velocità leggermente inferiore a quella che aveva nell’orbita. Qui presentiamo uno schema dei percorsi calcolati per le runaway stars AE Aur, 53 Ari e m Col, con origine nella costellazione di Orione.

Si trova 1° circa a nord e appena ad est di 26 Aurigae, dove può essere individuata come stella di 6^a magnitudine (6,04 per l’esattezza secondo il catalogo Tycho) priva di altre denominazioni nel Norton’s Atlas. Questa stella sembra essere un’insolita variabile di tipo sconosciuto. Si comporta quasi come una stella a flares, ma questi sono eventi tipici delle nane rosse, e questa stella è di tipo B. Le variazioni furono trovate per la prima volta in  lastre dell’Armagh Observatory riprese in quella regione il 1° marzo del 1964: la prima lastra mostrava la stella quasi 3 magnitudini più brillante del normale, mentre in lastre riprese solo due ore più tardi la magnitudine era tornata a circa 6. Uno spettacolare aumento di magnitudine fu nuovamente osservato il 14 marzo, quando la stella  fu trovata di 2 magnitudini più brillante del normale; essa tornò alla normalità nel giro di un’ora.

La stella, per quel che ne sappiamo, non è registrata come variabile in alcuno dei cataloghi standard, e non si hanno notizie di variazioni cui risalire anteriormente alla scoperta. Le misurazioni di Hipparcos, d’altra parte, non hanno rilevato praticamente alcuna variabilità durante il periodo delle osservazioni. Il tipo spettrale è B9,5III-IVp.