Stelle del Centauro
[ Home ] [ Su ] [ Stelle del Centauro ] [ Nebulae del Centauro ]

Dopo Sirio e Canopo, Rigel Kentaurus (a Centauri) è la terza stella dei nostri cieli in ordine di splendore. Si tratta di un sistema triplo, famoso soprattutto per essere quello più vicino al Sole: la distanza è di soli 4,39 a. l. Il nome deriva dall’arabo Al Rijl al Kentaurus, il Piede del Centauro. Secondo Allen, il grande splendore della stella ne avrebbe fatto un importante riferimento celeste nell’Antico Egitto: al tempo dell’Antico Regno il suo sorgere eliaco avveniva all’equinozio d’autunno, e Lockyer avrebbe connesso a questo evento l’orientazione di almeno nove templi nell’Egitto settentrionale datati tra il 3800 e il 2575 a. C., e molti altri nell’Egitto Meridionale dal 3.700 in avanti. Il suo nome sarebbe stato Serk-t. Riportiamo questi dati per curiosità, ma ci convincono poco: in effetti, la sola stella che si può identificare individualmente con certezza dalle iscrizioni che ci ha lasciato quella straordinaria civiltà è Sirio. Il resto, anche secondo studi ben più recenti di quelli riportati da Allen (che, ricordiamolo, scriveva alla fine del XIX sec.), è più che altro fantasia.

a del Centauro è stata una delle prime stelle di cui sia stata determinata la parallasse, e quindi la distanza: Henderson, al Capo di Buona Speranza, ci riuscì con soli due mesi di ritardo su Bessel che aveva determinato quella di 61 Cygni. La parallasse fu allora misurata in 0,751”; il moto proprio è di ben 3,68” per anno, e la VR 21 km/s in avvicinamento.

La duplicità della stella (vedi il grafico dell’orbita) fu scoperta nel 1689 da Richaud. Il moto orbitale della coppia fu seguito molto accuratamente da Lacaille. Le misurazioni attuali danno un periodo di 80 anni. Il sistema è formato da a₁ e a₂ Cen, e Proxima Centauri (questa è il membro C). La magnitudine della stella B è 1,33 e lo spettro K1V. La sua massa è 0,85 volte quella del Sole, e la luminosità 0,4 (M_V: 6,1). Di Proxima parliamo a parte.

Quale sarebbe lo spettacolo del cielo diurno sull’ipotetico pianeta che orbitasse intorno ad a Cen alla distanza di 1 UA (la stessa distanza che separa Terra e Sole)? La differenza sarebbe enorme, dato che, come abbiamo detto, a Cen è, contrariamente al Sole, una stella doppia (non consideriamo la terza compagna, Proxima, la cui massa e distanza ne rendono irrilevante l’influenza su quel sistema). Allora, quando il pianeta fosse allineato con i suoi due soli, ma in mezzo ai due, il giorno sarebbe uguale ad un giorno terrestre. Diversa sarebbe invece la notte: al tramonto del sole giallo, dalla parte opposta dell’orizzonte ne vedremmo sorgere un altro arancione, più piccolo e debole. Finisce il giorno del primo sole e comincia quello dell’altro, più cupo, rossastro e freddo, ma pur sempre giorno. Procedendo nel cambio di stagioni, il sorgere del secondo sole anticiperebbe fino a sorgere a mezzogiorno del primo: e per metà della giornata avremmo in cielo due soli, uno simile al nostro ed uno più piccolo, debole e rossastro. Gli oggetti avrebbero una doppia ombra, e cambierebbero di colore a seconda che cadessero nell’ombra di un sole o dell’altro, o se fossero illuminati da entrambi. Qualche mese ancora, e i due soli sorgerebbero contemporaneamente; in quel periodo, assisteremmo all’eclisse di un sole da parte di un altro; e, alla fine della giornata, avremmo finalmente una vera notte, e potremmo vedere il cielo stellato, un cielo pressoché uguale a quello terrestre.

Hadar significa Terra, e la stella potrebbe essere stata chiamata così per la sua poca elevazione sull’orizzonte. La sua altezza sul meridiano al Cairo, un migliaio di anni or sono, era infatti di soli 4°. Si tratta della 10^a stella più brillante del cielo, e forma una larghissima doppia visuale (separazione 4,5°) con a Cen. E’ una stella del tipo di quelle dell’associazione di Orione: alta temperatura ed alta luminosità. Si trova ad una distanza di circa 500 a. l. ed é oltre 10.000 volte più luminosa del Sole. Tra le stelle più luminose del catalogo Hipparcos, Hadar occupa il sesto posto, dopo Canopo (a Car). Ha una compagna di magnitudine 4,1 separata di soli 1,3”: un oggetto piuttosto difficile, anche a causa dello splendore della primaria. Non c’é dubbio che le due stelle formino una coppia fisica. Lo splendore intrinseco della debole secondaria é circa 440 volte quello del Sole.

Si tratta di una doppia bella ma stretta, le cui due componenti sono molto simili quanto a spettro, splendore e dimensioni. La duplicità fu osservata per la prima volta da John Herschel al Capo di Buona Speranza nel 1835. A causa della vicinanza e dell’identico splendore dei due membri, i dati sull’angolo di posizione  forniti da Herschel sono risultati inaffidabili: ciò portò ad una discordanza sui dati orbitali forniti da diversi cataloghi. I dati ritenuti più corretti sono quelli riportati nel grafico.

E’ una larga tripla visuale, con una separazione di ben 268,6” in PA 325° dal membro C, di magnitudine 4,80, e di 216,6” in PA 227° dal membro C, che è di magnitudine 6,37. Tutte e tre le stelle sono di spettro B2. La primaria è una variabile del tipo g Cas, con ampiezza di variazione della magnitudine tra 2,51 e 2,65. La variabilità di questa stella si accompagna, così come avviene per diverse altre stelle appartenenti all’associazione Scorpio-Centaurus, con un particolare tipo di spettro che dimostra l’esistenza di una violenta turbolenza dell’atmosfera stellare e l’eiezione di materiale nel corso di manifestazioni eruttive di tipo novoide (vedi g Cas). In Inglese queste stelle che mostrano uno spettro in emissione sono dette shell stars o emission stars. Un’altra shell star tra le più brillanti in questa costellazione è la m Cen. 

La brillante stella azzurra ha una debole compagna di magnitudine 13, distante circa 37” in PA 158°. E’ (la primaria) una variabile del tipo b Cep, e varia da V=2,29 a 2,31 in un periodo di 0,169608 giorni (poco più di 4 ore).

Si tratta di una binaria spettroscopica con periodo 8,024 giorni.

Secondo il Burnham, T. J. J. See, nel 1897, ha registrato, separata di 5,6”, una debole compagna, stimata di magnitudine 13,5. Altre fonti attribuiscono l’osservazione ad Innes; in ogni caso, non pare esistano altre osservazioni a comprovare l’esistenza di tale compagna. La stella è una binaria spettroscopica, con uno spettro composito B + A. La stella è anche una variabile eruttiva del tipo g Cas: la sua magnitudine varia da 2,30 a 2,41.

T. J. J. See ha osservato, nel 1897, una debolissima compagna di magnitudine 14,3 alla distanza di 69,9” in PA 129°; ma anche di questa coppia non esistono, per quel che ne sappiamo, altre osservazioni.

17’ a nordest di questa stella c’è la galassia lenticolare (tipo S0) NGC5102 (V: 9,8; Ø: 9,3’ x 3,5’).

Una compagna di magnitudine 11,5 è stata scoperta da R. T. A. Innes nel 1926, e la separazione di 3,9” in PA 82° non era cambiata fino al 1960. Sembra che questa stella abbia lo stesso moto proprio della primaria, e che quindi costituisca con essa un sistema fisico. Data la distanza della coppia rispetto a noi, la distanza tra le due stelle dovrebbe essere di circa 570 UA, e lo splendore della compagna dovrebbe essere più o meno uguale a quello del nostro Sole. La primaria è una binaria spettroscopica; la missione Hipparcos ha risolto la coppia e determinato una separazione tra i due membri di 0,13” in PA 155° (1991), stabilendo anche la differenza di magnitudine tra le due stelle in 1,38 magnitudine.

La stella si trova immersa nell’esteso (60’ x 35’) ammasso aperto IC2944, associato con la nebulosa IC2948. Ci troviamo in una regione ricchissima della Via Lattea, a 0,5° circa dall’equatore galattico. La stella ha una compagna di magnitudine 11,5 (scoperta da R. A. Rossiter nel 1937, e confermata nel 1944) separata di 16,3” in PA 316°. Non è certo che si tratti di un sistema fisico.

La stella è membro dell’associazione Scorpio-Centaurus, ed il suo spettro presenta le tipiche caratteristiche (spettro in emissione) delle shell-stars. E’ una variabile del tipo g Cas, con variazioni di magnitudine tra 2,92 e 3,47. Nel 1897, ad Harvard, fu scoperta una fioca compagna di magnitudine 13,63, separata di 48” in PA 128°. Probabilmente non si tratta di una compagna fisica.

Altro membro dell’associazione Scorpio-Centaurus; binaria spettroscopica, secondo un calcolo degli elementi orbitali il periodo sarebbe di 2,6252 giorni, e l’orbita quasi circolare.

Fino all’inizio del nostro secolo, il sistema di a Centauri (a₁ e a₂) fu considerato la stella (anche se doppia) più vicina a noi in assoluto. Ma nel 1915 R. T. Innes, proprio nei pressi di quel sistema e, come vedremo, ad esso legata, scoprì una stellina, apparentemente insignificante, che era destinata a prenderne il posto.

Proxima è una stellina di magnitudine 11 circa, separata da a Centauri di qualcosa come 2°. E’ abbastanza distante dalla coppia principale da essere significativamente più vicina a noi rispetto alle compagne. Fu scoperta da Innes grazie alla misurazione del moto proprio insolitamente cospicuo. La parallasse risultò essere 0,89” (poi ridimensionata ripetutamente fino all’attuale valore di 0,762”) e il moto proprio 3,85” per anno. Entrambe le valutazioni erano un po’ superiori a quelle fatte per a Cen. La magnitudine, come detto, risultò essere 10,7 e il spettro M5 Ve: si trattava evidentemente di una nana rossa. In quel momento risultava essere la stella intrinsecamente meno luminosa tra tutte quelle conosciute: 13.000 volte meno del nostro Sole!

E’ evidente che Proxima orbita con grande lentezza intorno ad un comune centro di massa con la coppia principale. Ma il periodo è ancora incerto, potrebbe non essere esagerato pensare a qualcosa come mezzo milione di anni. La distanza tra la primaria e Proxima dovrebbe aggirarsi su 1/6 di a. l., una distanza enorme per una coppia fisica. Il diametro potrebbe essere uguale al 5% di quello del Sole.

Proxima Centauri è interessante anche perché è una stella a flare, un interessante tipo di variabile irregolare (ampiezza delle variazioni nel B: da 12,1 a 13,12) su cui ci soffermiamo in modo un po’ più approfondito a proposito della UV Cet.

Trovare Proxima con strumenti amatoriali non è per nulla facile: la stella è estremamente fioca, e si trova in una regione celeste estremamente affollata, vicina all’equatore galattico. 

Una brillante stella doppia, per essere separata richiede strumenti di notevole apertura e un seeing di prima qualità: la separazione è infatti, secondo le misurazioni di Hipparcos, di 0,76” in PA 278° (1991). Le magnitudini individuali sono entrambe 6,1.

Facile doppia, 60,0” di separazione in PA 343°. Le magnitudini sono 4,5 e 6,2, gli spettri B3 e B2,5. La primaria è a sua volta doppia, ma a prova di separazione con mezzi ottici: 0,2” di separazione in PA 137° nel 1990 (misure incerte) tra due stelle entrambe di magnitudine 5,2. Una di queste due stelle è variabile del tipo b Cep, e l’ampiezza delle variazioni va da 6,16 a 6,27.

Separazione 5,50” in PA 163° (1991) tra due stelle di magnitudine, rispettivamente, 5,7 e 7,1. Si trova poco più di 1° a sud della e Cen.

Una brillante semiregolare (SRa), che può essere seguita anche con un semplice binocolo, dato che il suo splendore varia tra magnitudine 5,5 e magnitudine 9. Il periodo è di 90,44 giorni. Lo spettro varia molto, da K0:e a M4II:e, quindi è possibile notare una decisa variazione nel colore dal giallo al rosso. E’ abbastanza facile localizzarla prolungando idealmente la linea che unisce le stelle y Cen (V: 4; bianca), Menkent (q Cen, gialla; V: 2) e 2 Cen (rossa; V: 4; variabile): sulla stessa linea, a 1,7° da 2 Cen, c’è T Cen.

Anche questa variabile può essere seguita con un binocolo, ma soltanto nelle fasi in cui è più brillante: infatti è una classica variabile a lungo periodo del tipo Mira, e varia da V=5,3  11,8 in 546,2 giorni. Lo spettro varia da M4e a M8Ie. Si trova 1,3° ad est-nordest di Hadar (b Cen). Il periodo piuttosto lungo (anche se conosciamo altre variabili a lungo periodo ancora più lente, come S Cas, ne fa già di per sé una stella abbastanza interessante; ma la caratteristica più peculiare, come si può vedere dalla curva di luce, è l’esistenza di una sorta di alternanza tra due coppie diverse di massimi e minimi. I minimi si alternano quasi regolarmente tra V=9 e V=11, toccando occasionalmente un valore più profondo, intorno a V=13. I massimi sono quasi uguali, ma i picchi un po’ più elevati seguono sistematicamente i minimi meno profondi. Stelle che presentano le stesse rare caratteristiche sono R Nor e U CMi.