Stelle di Boote
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Arturo (a Bootis) è la stella più luminosa del cielo nelle sere della primavera avanzata e dell’estate. E’ facile trovarla seguendo il timone del Gran Carro per circa 30°. Il suo nome significa il guardiano dell’Orsa. E’ una delle poche stelle che ebbero un nome proprio nell’antichità classica: compare nella letteratura già verso l’800 a. C., al tempo di Esiodo. Questi, menzionando il suo sorgere cinque giorni dopo il solstizio d’estate, fa la prima allusione che ci sia nota a questo punto celeste (il solstizio, appunto). Nell’Almagesto di Tolomeo le stelle per la maggior parte erano contraddistinte solo in base alle loro coordinate e alla loro collocazione entro le figure mitologiche delle costellazioni. Arturo è definita, in un’edizione cinquecentesca dell’Almagesto stesso, “Quae est inter crura et vocatur Arcturus subrufa”. Gli Arabi la chiamavano Haris-el-sema.

Paul Kunitzsch, un glottologo che ha studiato a fondo l’origine dei nomi delle stelle, afferma che la maggioranza dei nomi attualmente usati ha provenienze diverse. Alcuni, come Aldebaran, derivano dall’arabo preislamico, mentre altri si basano su traduzioni in arabo delle posizioni delle stelle così come erano descritte nell’Almagesto. Altri nomi, comunemente ritenuti di origine araba, sono stati in realtà coniati in Europa, e deriverebbero da alterazioni casuali o addirittura intenzionali di termini arabi: alcuni di essi sono dovuti a Giuseppe Piazzi, autore di un noto catalogo stellare.

Arturo viene spesso associata all’Orsa Maggiore: Guardiano dell’orsa è un riferimento al ruolo che la tradizione assegna ad Arturo il quale doveva aiutare l’Orsa Maggiore a seguire il suo percorso stabilito intorno al cielo del nord. In Arabia Arturo era chiamata il Nobile Patriarca o il Nobile Portatore di Lancia, e questa lancia si riteneva fosse uno dei sostegni della volta celeste. Per gli indiani del Tennessee e del Sud Carolina Arturo rappresentava un grande cacciatore, chiamato Falco Bianco.

E’ la quarta stella più brillante del cielo: tradizionalmente sarebbe la sesta, ma in effetti le misurazioni recenti la mostrano più brillante di Vega (a Lyrae)  e Capella (a Aurigae): la sua magnitudine é –0,05.

Si trova a circa 37 anni luce dal Sole, e quindi é una delle stelle a noi più vicine. Il suo diametro é stimato sui 30 milioni di km, circa 25 volte   quello del Sole. La sua luminosità é circa 115 volte quella della nostra stella, e la sua magnitudine assoluta circa –0,3. La sua massa é circa 4 volte quella del Sole, e la sua densità circa 0,0003 volte quella solare. La temperatura superficiale é di circa 4.200 K e il tipo spettrale K2 IIIp.

Il moto proprio di Arturo é decisamente elevato: circa 2,29” all’anno in PA 209°: soltanto a Centauri, tra le stelle di 1^a magnitudine, ha un moto proprio maggiore. Questo eccezionale moto proprio fu scoperto da Halley nel 1718. L’attuale velocità nello spazio di Arturo é di almeno 140 km/s in direzione della costellazione della Vergine. Arturo é una stella di Popolazione II, e quindi, pur essendo così vicina al Sole, é un membro dell’alone e non del disco galattico. Ciò contribuisce a spiegare il suo grande moto relativamente a noi: essa si muove lungo un’orbita molto inclinata rispetto al piano galattico, contrariamente al Sole, che si sposta su di esso.

Essendo la stella più brillante dell’emisfero nord, Arturo é stata ampiamente osservata fin dall’antichità. Secondo R. H. Allen, sarebbe stata la prima stella a ricevere un nome; fin dai primordi, il suo nome sarebbe stato associato al concetto di Guardiano.

Secondo Smyth, Arturo sarebbe stata la prima stella di cui si registra un’osservazione diurna al telescopio: ciò sarebbe stato fatto da Morin nel 1635. E’ interessante anche il fatto che la prima fotografia di una cometa sia stata fatta proprio mentre la cometa stessa passava vicino a questa stella: fu fatta da Donati (da cui la cometa prese il nome) il 28 settembre 1858.

Altri nomi: Merez; Meres. Nekkar deriva dal nome arabo per l’intera costellazione. Contrassegna la testa della figura tradizionale del Bifolco.  

Il nome, secondo Allen, deriva da Ceginus, uno dei nomi che in passato sono stati usati per l’intera costellazione; il che non ci aiuta granché a comprendere l’origine del nome. La stella presenta una lieve variabilità in un periodo di circa 7 ore e un’ampiezza di pochi centesimi di magnitudine, probabilmente riferibile al tipo d Scuti o, meno probabilmente, a quello a Canum Venaticorum. Vi è una compagna ottica, scoperta da S. W. Burnham nel 1878: ha magnitudine 12,5 e si trova ad una distanza di 3”. La primaria è binaria, risolta nel 1975 grazie all’interferometria a macchie. La separazione era allora meno di 0,1”, mentre nel 1985 era salita a 0,2”.

Separata di 104.9” in PA 78° c’è una compagna di magnitudine 7,84. Il primo a registrare questi dati è stato F. G. W. Struve. Le due stelle mostrano un comune moto proprio. La compagna è una stella di sequenza principale il cui tipo spettrale è G0, simile al Sole per tipo e luminosità. La sua magnitudine visuale assoluta è 4,6.

In Arabia questa stella ebbe diversi nomi: Al Mintakah al ‘Awwa’, la Cintura dell’Urlante (il Bovaro è raffigurato come un uomo che urla); Izar, la Cintura; e Mi’zar, il Corpetto. Quest’ultimo nome fu traslitterato dai primi astronomi europei in varie forme, da Mirak a Mirar ecc., simili al nome accettato per la b And, e tutti comunque appropriati. Le Tavole Alfonsine riportano il nome Perizoma.

Si trova 10° a nordest di Arturo. E’ una delle più belle tra tutte le stelle doppie, non facilissima per i piccoli strumenti. Fu scoperta da F. G. W. Struve nel 1829: egli la battezzò “Pulcherrima” (Bellissima) per il bel contrasto di colori. La primaria (V: 2,47) é una gigante giallo-arancio, con una luminosità che è 80 volte quella del Sole  e una temperatura superficiale di 4.400 K. Nel suo spettro le righe più intense sono quelle dei metalli neutri. La compagna (V: 5,04) é una stella biancoazzurra della sequenza principale. La separazione misurata da Hipparcos era, nel 1991, di 2,87” in PA 341°. Izar e la compagna hanno la stessa velocità nello spazio ed è perciò probabile che formino un vero sistema binario. Non essendo sensibilmente variata la separazione fra queste stelle dall’epoca delle osservazioni di Struve, il periodo dell’orbita è probabilmente di molte migliaia di anni.

Si tratta di una binaria con un periodo di circa 123 anni e moto retrogrado. Hipparcos nel 1991 ha registrato una separazione di 0,91” e un PA di 303°. Le due compagne sono quasi gemelle: le magnitudini sono entrambe intorno a 4,5 e differiscono, sempre secondo Hipparcos, solo di 0,05 magnitudine; i tipi spettrali sono entrambi A2V. Nell’accluso CD si può consultare il grafico dell’orbita.

Il nome Muphrid, come Mufrid e Mufride, che si trovano nel catalogo di Palermo e in altri, deriva dalla denominazione datale da Ulugh Begh, Al Mufrid al Ramih, la Stella Solitaria del Lanciere. Con le più deboli vicine n e t, per i Cinesi formava un asterismo detto l’Ufficiale che sta alla destra dell’Imperatore; questi, ovviamente, essendo rappresentato da Arturo. Le tradizionali raffigurazioni europee della costellazione la pongono nel ginocchio sinistro di Boote.

La distanza cui si trova questa stella è di poco superiore a quella standard su cui si calcola la magnitudine assoluta (10 pc): quindi la sua magnitudine apparente è quasi uguale a quella assoluta. E’ una subgigante di tipo spettrale G quasi 10 volte più brillante del Sole; è una binaria spettroscopica con un periodo di circa 495 giorni. Questa stella è molto utile per trovare rapidamente l’ammasso globulare M3, con una montatura equatoriale, anche senza l’aiuto dei cerchi graduati: poiché l’ammasso si trova quasi sullo stesso parallelo della stella (che è chiaramente visibile ad occhio nudo), basta puntare prima la stella e poi spostarsi in ascensione retta verso ovest finché non ci si imbatte nell’ammasso. Invece per trovare il più piccolo e debole globulare NGC5053 conviene puntare prima la stella t Bootis (circa 2° a sudovest di Muphrid) e procedere nell’identica maniera: 7° ad ovest di questa stella si troverà l’ammasso.

Doppia, separazione 39” con PA 33° (1964); le magnitudini individuali sono 4,75 e 8,23, gli spettri rispettivamente A7 IV e K0 V; una terza compagna di magnitudine 12,5 si trova a 86” dalla primaria con PA 197°. La galassia M101 si trova a 3,5° in direzione nord-nordovest.

Doppia, separazione 13,4” con PA 236°; magnitudini individuali 4,6 e 6,6; entrambe bianche; si trova a circa 5° est-nordest della h UMa, la stella che segna la punta dell’asta del Gran Carro. Meno di 3° a nord- nordest c’è la galassia M101. La primaria è variabile del tipo d Sct.

E’ una doppia larga, adatta per i binocoli, scoperta da F. G. W. Struve nel 1826. La primaria è di magnitudine 4,3 e di tipo F0 V; la compagna é una binaria stretta con un periodo di circa 260 anni, spettro  K0 o G1 V. La separazione della coppia principale è di 108”. La compagna, come abbiamo già detto, è una binaria stretta con un periodo di poco più di 260 anni. Vedi il grafico dell’orbita di m₂ Boo. Anche la primaria, come si è recentemente scoperto, è una binaria (spettroscopica): la separazione è di 0,1”, e il moto è retrogrado. Vedi il grafico dell’orbita.

Scoperta da W. Herschel nel 1780, é una delle stelle doppie più vicine a noi, con una distanza di 22 a. l. Presenta un bel contrasto cromatico: giallo e rossastro - violaceo. Le magnitudini sono, rispettivamente, 4,7 e 6,8. La separazione, secondo i dati forniti da Hipparcos, era nel 1991 di 7,07” in PA 325°. Separazione e PA non sembrano essere variati dal momento della scoperta. Studi astrometrici di K. Strand hanno indicato che dovrebbe esserci una terza componente invisibile, che compie una rivoluzione rispetto alla primaria in 2,2 anni. Questa stella invisibile dovrebbe avere una massa dell’ordine di 1 decimo di quella solare. Un’altra stella di magnitudine 12,60 si trova a 66,7” in PA 348° (1953); a 148,9” in PA 286° (ancora dati del 1953) ce n’è una di magnitudine 9,60. Vedi il grafico dell’orbita.

Multipla, separazione 5,6” in PA 109° (membri A-B); magnitudini individuali 5,00 e 5,88; entrambe bianche (spettro B9 peculiare); il membro C è di magnitudine 10 ed è separato dalla primaria di circa 2’ in PA 162°.

Magnitudini individuali: 5,3 e 6,2 rispettivamente. La primaria é molto simile al Sole come splendore e tipo (G0). La compagna é una binaria molto stretta le cui due componenti formano un sistema ad eclisse nano. Vedi il grafico dell’orbita: come si può osservare, è posta abbastanza di taglio rispetto alla direzione di osservazione, per cui  la separazione apparente tra le due stelle varia molto nel tempo: da circa 0,5” ad oltre 3”. Le due componenti compiono una rivoluzione completa intorno al comune centro di massa in 225 anni.

Doppia, scoperta da F. G. W. Struve nel 1830. Magnitudini individuali: 7,70 e 7,90. Separazione: 3,4” in PA 167°. La coppia si trova a circa 2° sudest dall’ammasso globulare M3.

Quest’oggetto abbastanza enigmatico si trova a circa 25’ da Arturo. Joseph Baxendell lo scoprì mentre stava cercando nuove variabili, il 9 aprile 1860. Era un oggetto di magnitudine 9,75 circa, e lo splendore fu giudicato uguale il 10 e l’11 seguenti. Il 22 aprile la magnitudine era scesa a 12,8, e la notte seguente la stella scomparve per non essere mai più rivista da allora, benché alcuni variabilisti continuino a registrare curve di luce di oggetti di magnitudine 17 circa in quella regione.

Variabile a lungo periodo del tipo Mira; intervallo di magnitudine 6,2-13,1; periodo 223,40 giorni; spettro M3e-M8e. La distanza fra Izar e W Bootis é di circa 40’, quella fra Izar ed R Bootis circa 1° 45’.  

Si trova poco più di 30’ a sud-sudovest della e Boo, ed é una variabile semiregolare che varia la magnitudine da 4,73 a 5,4 in un periodo di circa 450 giorni. Lo spettro varia da M2 a M4 III.  

Variabile semiregolare, ampiezza delle variazioni nel visibile: da 6,9 a 9,1, mentre le variazioni fotografiche vanno da 8,6 a 11,3 e il periodo é di 340 gg. (abbastanza incerto). Lo spettro varia da M6,5e a M8 IIIe.

Variabile pulsante semiregolare, intervallo di magnitudini 7,0-12,0; periodo 258,01 giorni; spettro M6e.