Stelle del Dragone
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Thuban, il cui nome deriva dal termine arabo con cui veniva indicata l’intera costellazione, è una binaria spettroscopica di periodo 51,38 giorni. La primaria presenta un insolito spettro con marcate righe del silicio. La stella è stata sospettata di variabilità in passato, e la recente missione Hipparcos non è stata in grado di risolvere il dubbio. Smyth nel 1844 riferiva che Tolomeo, Ulugh Begh e Lacaille l’avevano registrata come stella di 3^a magnitudine, mentre Tycho Brahe, Hevelius e Bradley l’avevano stimata di 2^a; Pigott, a sua volta, l’aveva valutata di 4^a; come se ciò non bastasse, nell’atlante di Bayer Thuban è rappresentata con un simbolo più grande rispetto a quello che contrassegna g Draconis, che oggi è assai più brillante.

Qualcosa come 4.800 anni or sono, Thuban era la Stella Polare dell’epoca: attorno all’anno 2.830 a. C., al tempo dei costruttori delle Grandi Piramidi, la stella era vicinissima al Polo, meno di 10’: quindi più vicina di quanto non lo sia oggi la nostra Polare.

Il nome deriverebbe dall’arabo Al Ras al Thu’ban, la Testa del Dragone. Nella più antica tradizione araba ha avuto anche altri nomi: Al ‘Awaïd era la Madre dei Cammelli (il gruppo era completato dalle stelle g, m, n e x, più tardi note come i Quinque Dromedarii, i Cinque Dromedari). Da questo nome arabo deriverebbe un altro di quelli con cui la stella è stata designata in epoca moderna: Alwaid; ma questo potrebbe derivare anche da Al ‘Awwad, il Suonatore di Liuto. Un altro nome era Al Rakis, il Danzatore, o il Cammello al Trotto, nome che adesso si attribuisce piuttosto alla m. Nel 1889 Burnham trovò una debole (V: 14) compagna, separata di 4,2” in PA 13° (b 1090). Un terzo membro (V: 12,7) è stato trovato nel 1912, e nel 1960 la separazione era 117,4” in PA 156°.

Il nome Eltanin, riportato anche come Ettanin, Etannin, Etanim, ecc., deriva dalla designazione datale da Ulugh Begh: Al Ras al Tinnin, la Testa del Dragone. Riccioli la chiamò Ras Eltanim. Anche Thuban è stata chiamata così, ma è evidente che la designazione è più appropriata a questa stella. Il termine Tinnin è quasi un sinonimo di Thu’ban. Allen riporta anche una certa quantità di studi che dimostrerebbero l’importanza di Eltanin durante i molti millenni della civiltà egizia, addirittura a partire dal 5.000 a. C. circa, quando avrebbe cessato di essere circumpolare. Qualche secolo dopo questa data avrebbe sostituito Dubhe (a UMa) quale oggetto più importante nel culto praticato nei templi del nord (allora l’Egitto era diviso in due Regni, l’Alto Egitto nel sud e il Basso Egitto nel nord). Il suo sorgere sarebbe stato visibile intorno al 3500 a. C. attraverso i passaggi centrali del tempio di Hathor a Dendera e di Mut a Tebe (intorno alla stessa data, Canopo sarebbe stato visibile attraverso altra aperture verso sud. Tredici secoli più tardi, la stella avrebbe orientato i grandi templi di Karnak e almeno altri sette templi; e così continuando, senza risparmio (secondo noi) di fantasia.

Secondo il WDS (Washington Visual Double Star Catalog) questa stella ha ben 6 compagne. La più vicina si trova a 20,9” in PA 151° ed è di magnitudine 13,40. La primaria sembrerebbe variabile, con un’ampiezza di 0,08 magnitudine. Nel 1729 Bradley scoprì l’aberrazione della luce proprio grazie alle osservazioni di g Draconis.

La stella è chiamata Nodus Secundus in alcuni antichi cataloghi, perché indica il secondo dei due Nodi, o Spire, nella figura del Dragone. Al Tizini la chiamò Al Tais, la Capra, perché è la più cospicua del quadrilatero (formato da d stessa, p, r ed e) che, al tempo dell’antica astronomia araba, portava questo nome. Ha una distante (90” circa) e debole (V: 12,4) compagna, scoperta nel 1870 da Burnham.

Si tratta di una doppia stretta, difficile da separare anche a causa della notevole differenza di splendore fra i due membri. La compagna è infatti una nana di tipo spettrale K1 con una luminosità pari a ¼ di quella solare. 11’ a nord (e appena un po’ ad ovest) c’è un’altra doppia molto stretta (separazione 0,2”): S 2054.  

Smyth la chiamò Al Dhiba’, dal nome che la stella ha nel globo di Dresda e nel catalogo di Ulugh Begh, mentre Kazwini la chiamò Al Dhih, la Iena Maschio, da cui deriva Ed Asich, il nome oggi più comune. Ha una lontana compagna di nona magnitudine, che circa un secolo fa (non ci sono misurazioni più recenti) si trovava a 254,6” in PA 50°. Verso la fine del 2001 questa stella è assurta agli onori delle cronache scientifiche grazie ad un’importante scoperta fatta da un gruppo di astronomi della San Diego State University che ha annunciato al congresso American Astronomical Society la scoperta del primo pianeta in orbita attorno a una stella gigante. Lo studio è stato descritto dai suoi principali autori, Sabine Frink, David Mitchell e Andreas Quirrenbach. I risultati sono particolarmente interessanti, perché forniscono alcuni elementi riguardanti il destino dei pianeti durante le ultime fasi di vita delle stelle. Il pianeta in questione si trova appunto in orbita attorno alla stella i Draconis, che è probabilmente stata in passato simile al Sole, ma ora ha terminato tutto il suo idrogeno e, mentre brucia l’elio, si è gonfiata fino a diventare una stella gigante. Anche questo pianeta, come tutti gli altri finora noti, è stato scoperto osservando gli spostamenti radiali della stella mediante l’effetto doppler. Il pianeta compie una rivoluzione completa in un anno e mezzo e la sua orbita sembra essere fortemente ellittica. A rendere ancora più difficile l’individuazione dei pianeti attorno a queste stelle giganti si aggiunge il fatto che spesso esse pulsano per proprio conto, falsando le osservazioni. In questo particolare caso è stata proprio la forte eccentricità dell’orbita che ha permesso di distinguere chiaramente le oscillazioni dovute al pianeta.  

Il nome, che è stato storpiato anche in Arrakis ed Errakis, deriva dal catalogo di Ulugh Begh e dovrebbe significare il Danzatore, forse correlato con la designazione di Suonatore di Liuto attribuita alla stella b. La stella è una binaria a lungo periodo, scoperta da W. Herschel nel 1779. La valutazione del periodo è estremamente incerta, sono state pubblicate stime che vanno dai 425 ai 4.000 anni (vedi le posizioni dal 1781 al 1990 e quelle dal 2000 al 2450 secondo una delle possibili ipotesi). Le due stelle visibili del sistema di m Draconis hanno magnitudine praticamente uguale e l’identico tipo spettrale. Vi è l’evidenza dell’esistenza di una terza stella, con una massa di 0,6 masse solari ed un periodo che potrebbe essere di 3,2 anni (a = 0,026”) o di 7,4 anni (a = 0,013”). In più S. W. Burnham nel 1889 ha trovato un quarto membro (V: 13) separato di 14”.

Si tratta di una delle più facili stelle doppie per i piccoli strumenti, generalmente separabile anche con i binocoli. Le magnitudini individuali sono 4,95 e 4,98; entrambi gli spettri sono intorno ad A5, ma peculiari per l’insolita evidenza delle righe spettrali metalliche. La primaria è una binaria spettroscopica con un periodo di 28,5958 giorni.

Doppia; nel 1832 F. G. W. Struve misurò una separazione di 30,3” ed un PA 346°; nel 1961 la separazione era 34,6” in PA 324°. Magnitudini individuali 4,66 e 7,90; la primaria giallo-arancio (G7 III-IV) e la compagna bianco-blu.

Variabile a lungo periodo (173 giorni); ampiezza di variazione da V 6,8 a 7,3; la stella è di un rosso estremamente cupo, e si trova a metà strada fra 8 e 9 Draconis, spostata un po’ verso ovest.

Una stella doppia scoperta da Otto Struve nel 1832; la separazione era allora di 16,1” in PA 354°. A distanza di 160 anni, nel 1992, la separazione era salita a 17,3” in PA 349°; le magnitudini dei due membri sono rispettivamente, 7,70 e 8,60. Questo è quanto si può osservare con un telescopio amatoriale; ma, a condizione di disporre di una strumentazione in grado di apprezzare variazioni di luminosità di circa mezza magnitudine, si noterà che entrambi i membri sono variabili, con variazioni appunto di circa mezza magnitudine un periodi di poche ore; più precisamente, sono entrambi binarie a eclisse del tipo W UMa. Il membro A è la BV Dra: ampiezza delle variazioni da V 7,88 a 8,48 nel visuale, periodo 0,3500671 giorni (epoca: JD 2.444.474,327); spettro F9v + F8V. B è la BW Dra: ampiezza da V 8,61 a 9,08 nel visuale, periodo 0,2921671 giorni (epoca: JD 2.442.572,538), spettro G3V + G0V.

Stella tripla; la primaria è separata di 90,3” in PA 194° dalla coppia BC (17 Draconis). Le compagne sono separate tra di loro di 3,2” in PA 108° e sono di magnitudini individuali 5,5 e 6,5; entrambe bianche.

Un sistema binario stretto, il cui piano orbitale si trova quasi di taglio rispetto alla linea di osservazione, per cui, in prossimità del periastro, la separazione è talmente ridotta che solo con la  tecnica dell’interferometria a macchie si può sperare di risolvere le due stelle. D’altra parte, il periodo è talmente lungo (le valutazioni vanno dai 577 ai 730 anni circa, vedi una delle possibili orbite) che potrebbe trascorrere mezzo millennio prima che si presenti il problema. Al momento, invece, ci stiamo avvicinando all’apastro, cioè al momento della massima separazione. Le magnitudini individuali dei due membri del sistema sono, rispettivamente, 7,1 e 7,3, e la separazione nel 1992 era di 1,1” in PA 68° (in aumento, mentre il PA è in diminuzione, essendo il moto retrogrado). Inutile aggiungere che la separazione, benché alla portata dei migliori strumenti amatoriali, richiede però un seeing di qualità eccezionale. 

Sistema triplo, decisamente difficile per uno strumento amatoriale, a meno di disporre di un seeing veramente buono: la coppia principale, infatti, formata da una primaria di magnitudine 5,34 e spettro G0V e da una compagna di magnitudine 7,95 e spettro K3V, ha un  semiasse maggiore a = 1,52” e la separazione, nel 1991, è stata determinata da Hipparcos in 1,55” in PA 340°; in quell’occasione la compagna si trovava, com’è evidente, praticamente all’apastro e la separazione, mentre scriviamo, è in diminuzione. Il periastro sarà toccato intorno al 2017. Il periodo della coppia è stato calcolato in 76,00 anni, e il moto è retrogrado, quindi il PA va diminuendo di valore. C’è una terza stella (V: 10; spettro: M1V), molto distante dalla coppia principale: si trova a 740”, ma il comune moto proprio ne garantisce l’appartenenza al sistema. Vedi grafico dell’orbita.

Multipla, osservata per la prima volta come doppia da F. G. W. Struve nel 1832. Separazione nel 1983: 19” in PA 231°. Magnitudini individuali 5,68 e 6,04. Secondo il Washington Visual Double Star Catalog (WDS) gli spettri sarebbero entrambi F7V. Ci sarebbe una terza stella di magnitudine imprecisata a 223” in PA 128°.

Sistema multiplo, formato da sette stelle. La coppia principale (AB) fu osservata per la prima volta da F. G. W. Struve nel 1833: la separazione era di 3,1” in PA 6°; nel 1975 la separazione era 6,8” in PA 351°. Le magnitudini individuali sono: 5,10 per la primaria e 7,60 per la compagna. Il terzo membro (V: 7,90) si trova a 88,9” dalla primaria in PA 21°. Gli altri membri sono molto più lontani e di magnitudine da 11 a 15.