Stelle della Balena
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Il nome significa naso, benché Menkar appaia spesso rappresentare le fauci spalancate del mostro. Si tratta di una gigante arancione, variabile irregolare a lungo periodo. A 15,8’ di distanza, in PA 5° (quasi perfettamente a nord), si trova la stella azzurra (B7III; v: 5,6)) 93 Ceti; le due stelle non formano una coppia fisica, ma in un telescopio a basso ingrandimento o in un buon binocolo offrono un bel contrasto di colori.

Deneb Kaitos è la coda della balena; gli Arabi la conoscevano anche come la seconda rana, la prima rana essendo Fomalhaut (a PsA). In Cina era Too Sze Kung, il Soprintendente ai Terrapieni.

La stella è una sospetta variabile; la missione Hipparcos ha lasciato aperta la questione della variabilità di Deneb Kaitos, e non ha trovato indizi di eventuale duplicità della stella. Poco meno di 3° a sud-sudest c’è la galassia NGC247, una delle più importanti del “Gruppo di galassie dello Scultore”. La galassia, pur avendo un’estensione di 20’ sull’asse maggiore, è difficile da osservare se non si scherma lo splendore di Deneb Kaitos. BB Ceti, 2,5° a sud-sudovest da b Ceti, é una sospetta variabile di tipo indeterminato (V: 6,72).

Si tratta di una stella doppia abbastanza stretta ma interessante, generalmente considerata la più notevole della costellazione, e scoperta da F. G. W. Struve nel 1836. Le componenti, separate di circa 2,9” in PA 297° (1986), sono generalmente descritte come gialla e blu: ma questi colori sembrano essere almeno parzialmente illusori, dato che gli spettri delle due stelle sembrano essere rispettivamente A2 ed F3. Le magnitudini sono, rispettivamente 3,60 e 7,40. Le due stelle, che si trovano ad un’ottantina di a. l. da noi, formano certamente una binaria a lungo periodo; molto lungo, dato che in oltre un secolo il PA è cambiato di soli 3°: probabilmente non è inferiore a molte migliaia di anni. La distanza tra le due stelle è di circa 60 UA. C’è una terza debole compagna, distante circa 14’ in PA 315°: si tratta di una stella di magnitudine 10, una nana rossa  la cui effettiva distanza dalle due stelle più brillanti è di circa 18.000 UA, ma che condivide lo stesso moto proprio di quelle, e dunque sembra essere una compagna fisica.

Baten Kaitos deriva dall’arabo Al Batn al Kaitos, il Ventre della Balena, benché, nelle raffigurazioni tradizionali, la stella non si trovi nel ventre del mostro, ma abbastanza più in alto.

Doppia ottica (A-B), entrambe stelle gialle di tipo K. La compagna prospettica ha magnitudine 10,03 ed è separata di 3” in PA 41°. z Cet è una binaria spettroscopica a lungo periodo (1.652 giorni). Nel 1979 è stata risolta grazie all’interferometria, e la separazione è stata stimata in 0,1” con PA 172° (Bonneau et al.). Nel raggio di 40’ ci sono due piccole galassie: 35’ ad ovest-sudovest c’è NGC691 (V: 12; Ø: 2,8’ x 1,8’), per trovare la quale conviene prima spostarsi sulla stella doppia b 1168; questa, che si trova 25’ ad ovest (e appena un po’ a sud) di Baten Kaitos, è una doppia molto stretta (separazione 0,2” in PA 217° nel 1991) formata da due stelle di tipo F5 e magnitudini rispettive 9,00 e 9,30. La galassia si trova appena 10’ ad ovest-sudovest dalla stella. 15’ a sud-sudest dalla galassia c’è un’altra stella doppia, c Ceti, facile anche per un binocolo. 38’ a nord, e spostata un po’ ad ovest di z Cet, c’è la galassia NGC701 (V: 12,2; Ø: 2.5’ x 1.3’).

Mira è la più brillante tra le stelle variabili pulsanti a lungo periodo. Questa stella è, secondo la tradizione, la prima variabile a  essere stata scoperta se non si considerano tali le varie novae e supernovae  che furono osservate in varie parti del mondo sin dalla remota antichità. I documenti storici attribuiscono la scoperta della sua variabilità al reverendo olandese Davide Fabricius, astrofilo e discepolo di Tycho Brahe, nato nel 1564 e morto nel 1617, assassinato da un suo parrocchiano. 

Il 13 agosto 1596 Fabricius notò che questa stella splendeva con una magnitudine visuale vicina alla terza e stimò la sua luminosità simile a quella della a Ari: eppure  non risultava registrata su nessuna carta stellare a lui nota. Egli si accorse, osservandola nei mesi successivi, che la sua luminosità andava declinando, fino a scomparire alla vista circa un mese e mezzo dopo. Fabricius spiegò il fenomeno pensando trattarsi di una stella nova, analoga, ma meno luminosa, a quella apparsa nel 1592 in Cassiopeia. Egli rivide questa stella solamente tredici anni dopo, e cioè nel 1609. Nel frattempo essa aveva ricevuto da Bayer, nel 1603, la denominazione di o (omicron) Ceti. Bayer la classificò di quarta magnitudine e la incluse nella sua Uranometria. Evidentemente egli la osservò durante una fase di luminosità intermedia tra il massimo e la magnitudine limite ad occhio nudo senza riconoscerne il fatto la variabilità; né, d’altra parte, a quel tempo ci si aspettava che una stella potesse subire variazioni di splendore. Fabricius fu ucciso prima che potesse accorgersi che la variazione di luminosità era periodica. Mira divenne di nuovo luminosa e ben visibile ad occhio nudo durante l’inverno 1638-1639 e fu osservata da un altro olandese, Phoclydes Holwarda, il quale conoscendo le osservazioni di Fabricius, sospettò che la visibilità di questa stella avesse un carattere ricorrente.

Nel 1667 Ismael Boulliau (1605-1694) annunciò che Mira diventava visibile ad occhio nudo ogni 333 giorni circa. L’errore compiuto rispetto al periodo di pulsazione oggi accettato é solamente di un giorno e si deve tener conto del fatto che il periodo di Mira va soggetto a piccole, ma consistenti, fluttuazioni tra un ciclo e il successivo. Il risultato ottenuto da Boulliau era di tutto rispetto considerando le metodologie di osservazione e di analisi dei dati in uso nel XVII secolo. Il periodo di 331,96 giorni corrisponde grosso modo a undici mesi e quindi i massimi realmente osservabili si susseguono in gruppi di tre o quattro consecutivi, intervallati da anni in cui capita che la massima luminosità venga raggiunta quando la stella e’ prossima alla congiunzione con il Sole; in questa circostanza essa, evidentemente, non e’  osservabile. Questo fatto rese problematico calcolare il periodo della variazione luminosa con i mezzi a disposizione nel XVII secolo.

Il nome Mira le fu attribuito definitivamente da Johannes Hevelius, il quale portò avanti regolari osservazioni di o Ceti a partire dal 1648 e che nel 1662 pubblicò un fascicolo dal titolo Historiola Mirae Stellae (Breve Storia della Stella Meravigliosa). J. Flamsteed osservò Mira il 18 ottobre 1691 e di nuovo il 28 settembre 1692, includendola nel suo catalogo come 68 Ceti e indicandola di sesta grandezza. Flamsteed conosceva anche un’altra stella simile, c Cyg, e scrisse della similarità di comportamento tra i due astri. Vedi la curva di luce di Mira.

Mira dista 163 a. l. ed ha un diametro di circa 556 milioni di km: se si trovasse al posto del Sole si estenderebbe ben oltre l’orbita di Marte. Un osservatore che si trovasse su di un pianeta ad una distanza paragonabile a quella che ha Saturno dal Sole, vedrebbe un immenso disco di un rosso cupo incombente su un cielo da inferno dantesco, quasi nero. La temperatura di questo globo è così bassa (circa 1.900 K) da permettere la presenza di vari composti molecolari, tra cui il vapor d’acqua. Da queste condizioni, però, la stella va lentamente mutando, riducendo il volume ed aumentando la temperatura, fino a 2.700 K. Il colore va diventando più vivo, i composti molecolari si dissolvono, e la stella diventa 80 volte più splendente del Sole. Quindi, ritorna ad espandersi fino a tornare l’immensa e cupa sfera di prima.

In aggiunta a ciò, Mira è anche una stella doppia. Nel 1918-1920, A. H. Joy trovò nello spettro di Mira delle peculiarità che indicavano l’esistenza di una compagna con uno spettro del tipo B. Nel 1923 la stella fu osservata visualmente per la prima volta da R. G. Aitken. La separazione era allora di 0,85” in PA 130°, e il colore venne definito bluastro, in accordo con lo spettro che venne stimato di tipo B8. Vi è il dubbio che questa stella sia variabile, con un’ampiezza di circa 2 magnitudini, dato che le stime che la riguardano variano da magnitudine 10 a magnitudine 12 circa. Dato che presenta lo stesso moto proprio e la stessa velocità radiale di Mira, sembra proprio che si tratti di un sistema fisico, ma che il moto orbitale sia molto lento. Dal momento della scoperta la separazione è andata diminuendo lentamente, e nel 1997, quando il sistema è stato separato dal telescopio spaziale, era di soli 0,6”. Le immagini riprese in luce UV dal telescopio spaziale, inoltre, sembrano mostrare l’evidenza di un flusso di materia tra le due stelle: probabilmente la piccola ma più compatta compagna è in grado di attrarre dagli strati superiori dell’atmosfera dell’immensa ma rarefatta Mira una corrente di gas che, col tempo, potrebbe innescare fenomeni eruttivi.

La stella di tipo B è infatti un oggetto abbastanza peculiare, una calda sub-nana che sembra essere di luminosità e densità di un tipo intermedio tra un oggetto della sequenza principale ed una vera nana bianca; dovrebbe avere una densità circa 3300 volte superiore a quella del Sole (Burnham). Sappiamo che un sistema binario formato da una gigante rossa e una subnana azzurra non è un caso rarissimo (Z And, R Aqr, T CrB, RS Oph, ecc.) e dà luogo spesso a fenomeni eruttivi del tipo nova e simili.

Gli elementi orbitali del sistema di Mira sono estremamente importanti ai fini della determinazione della massa della gigante rossa, che diversamente non può essere determinata direttamente con sufficiente precisione. 

t Ceti è una delle stelle visibili ad occhio nudo più vicine a noi, al settimo posto dopo a Cen, Sirio, e Eri, 61 Cyg, Procione ed e Ind. E’ una stella molto simile al Sole e quindi di notevole interesse nella ricerca di eventuali sistemi planetari vicini. La nana rossa UV Ceti, prototipo delle stelle a flare, si trova 2,5° a sudovest della t Ceti.

Variabile irregolare, ampiezza delle variazioni da V=4,9 a 5,16. Ha una compagna (V: 11,40) scoperta da S. W. Burnham nel 1878. La separazione è di 3,0” in PA 4°, e non si sono osservate variazioni nell’ultimo secolo. Meno di 30’ a nord (e appena un po’ ad est) c’è la debole galassia NGC50; 36’ esattamente a nord c’è NGC47.

Il sistema binario L 726-8, di cui UV Ceti è il membro più piccolo, è formato da una coppia di nane rosse di eccezionale interesse. Le due componenti del sistema sono tra le più piccole e deboli stelle sinora identificate, e sono al sesto posto tra le stelle più vicine a noi: meno di 9 a. l.: appena più lontane di Sirio; il moto proprio annuale è insolitamente elevato, 3.35” all’anno in PA 80°. Il sistema fu scoperto da Luyten che cominciò a studiarlo nel 1947, e l’annuncio fu dato dall’Harvard Observatory nel 1949.

Le due nane rosse che formano il sistema L 726-8 sono entrambe di massa e luminosità estremamente basse: la massa totale del sistema è meno di 0,08 masse solari. I tipi spettrali delle due stelle sono entrambi M6Ve, e il membro più piccolo, UV Ceti, è un classico esempio, anzi il prototipo, delle “Flare Star”: il flare è un improvviso guizzo di luce, un brillamento.

I flares di UV Ceti, scoperti da E. Carpenter nel 1948, si dimostrarono di eccezionale intensità: pur non potendo ancora distinguere quale delle due stelle aveva aumentato il proprio splendore, da una lastra a pose multiple presa il 7 dicembre di quell’anno si vide che in poco più di tre minuti la luminosità dell’insieme delle due stelle era aumentata di 12 volte: dalla magnitudine 14.7 alla 12. Studi successivi rivelarono brillamenti ancora più intensi, capaci di innalzare la stella, in almeno un’occasione (24 settembre 1952), fino a magnitudine 6,8; la maggior parte di tali guizzi luminosi, però, è d’intensità assai più modesta, dell’ordine dei decimi di magnitudine.

Il tipico flare (vedine una curva di luce) è improvviso, e un aumento di 1-2 magnitudini avviene in meno di un minuto (anche due o tre secondi); l’affievolimento dura un po’ di più, due o tre minuti. Durante il flare, appare un brillante spettro continuo, che si sovrappone al normale spettro di una tipica nana rossa. Il fenomeno è paragonabile, quanto ad energia totale emessa (ma non è detto che l’origine del fenomeno sia la stessa), ai brillamenti che spesso si verificano nel Sole: ma sulla nostra stella sono limitati a piccole porzioni della superficie, per cui sono in pratica irrilevanti rispetto allo splendore totale; nel caso delle nane rosse, enormemente più deboli, il fenomeno diventa invece estremamente spettacolare. Altre stelle assai note di questa classe sono Proxima Centauri e Krüger 60 in Cefeo.

Si tratta di una stella doppia dal periodo insolitamente breve, scoperta da G. W. Hough nel 1887. Le due stelle (magnitudine individuali 5,60 e 6,40) sono normalmente troppo vicine per essere risolte da un normale telescopio amatoriale, ma al massimo della separazione (0,35”) uno strumento da 300 mm. è in grado di separarle se il seeing è ottimo. La primaria è una binaria spettroscopica, e probabilmente anche una variabile del tipo d Scuti.

Coppia gemella di stelle bianche di magnitudine 6,8; lo spettro è G0 secondo lo Sky Catalogue, mentre altre fonti danno F7V + G0V. La separazione è 1” in PA 57°; si trova 1° 45’ a sudovest della a Psc, altra doppia interessante. Vedi il grafico degli elementi orbitali. 

Doppia scoperta da F. G. W. Struve nel 1832. Separazione 8,8” in PA 192°.  Magnitudini individuali: rispettivamente 7,30 e 9,30.