Stelle di Eridano
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Achernar (dall’arabo Al Ahir al Nahr) significa la stella alla fine del Fiume; la sua declinazione eccessivamente meridionale impedisce purtroppo di osservarla dalle latitudini europee (lo stesso Tolomeo non ne fa menzione, malgrado la stella si arrivi ad alzare (di poco più di 1°) sull’orizzonte di Alessandria quando transita sul meridiano: e questa potrebbe essere una prova, benché indiziaria, del fatto che il catalogo di Tolomeo non si basava su osservazioni originali, ma si limitava per lo più a riportare le stelle catalogate da Ipparco che, osservando a Rodi, non poteva vedere Achernar alzarsi sull’orizzonte. Probabilmente, Achernar è una delle tre facelle cui si riferisce Dante nell’VIII canto del Purgatorio (vedi Canopo, nella costellazione della Carena).

Achernar, con la sua magnitudine di 0,45, é la 9^a stella del cielo in ordine di splendore: lo spettro é di tipo B3Vp, simile a quelli delle splendenti giganti azzurre dell’associazione di Orione.

Al contrario di Achernar, Cursa è facile da osservare alle nostre latitudini: si trova infatti 3° a nordovest di Rigel. Il nome potrebbe far pensare ad un’origine latina, ma non è così: secondo Allen deriva dall’arabo Al Kursiyy al Jauzah, la Sedia, o l’Inginocchiatoio, di Orione: la denominazione veniva condivisa con altre stelle di Eridano e di Orione, e raffigurava il supporto sul quale Orione poggiava il suo piede sinistro.

Nel 1879 S. W. Burnham trovò una compagna di magnitudine 10,90 separata di 116,7” in PA 143°. Nel 1907 distanza e angolo di posizione non erano cambiati.

Allen fa derivare il nome di questa stella dall’arabo Al Na’ir al Zaurak, la Stella Brillante del Battello. E’ una gigante rossa che mostra una modesta variabilità irregolare, tra V 2,88° e 2,96. Herschel nel 1834 osservò una debole compagna separata di 53”, ma questa non ha, con ogni evidenza, connessione fisica con Zaurak.

In Eridano ci sono altre stelle decisamente più brillanti, ma la particolarità di questa é che si tratta di una delle stelle visibili ad occhio nudo più vicine al Sistema Solare: solo a Centauri e Sirio, infatti, sono più vicine. Il diametro e la massa sono rispettivamente 0,9 e 0,75 volte quelli del Sole. La stella ha una compagna invisibile, con un periodo di 25 anni; la massa di questa stellina dovrebbe essere meno di 0,05 volte quella del Sole: sarebbe una delle più piccole stelle conosciute.

Le due componenti del sistema differiscono di circa 1 magnitudine in splendore (3,40 e 4,50), e sono separate di 8,3” (PA 91° nel 1990). La scoperta della duplicità é di Giuseppe Piazzi (PZ 2, 1835).  

Il nome deriva alla stella dall’arabo Al Kaid, il Guscio dell’Uovo, con evidente richiamo alla vicina o₁, bianco-giallastraa e di 4^a magnitudine (variabile del tipo d Sct), il cui nome più usato è Al Baid, l’Uovo.

Sistema triplo, contenente un classico esempio di nana bianca alla portata dei piccoli telescopi. La coppia AB (o meglio A-BC, vedi orbita), scoperta da W. Herschel nel 1783, ha una separazione di 82,8”. Il periodo é incerto, ma comunque estremamente lungo: tra i 7.000 e i 9.000 anni. La primaria è una stella gialla della sequenza principale, un po’ più piccola e un po’ più fredda del Sole: il suo diametro è un 10% inferiore a quello della nostra stella, la sua massa è pari a ¾ circa di quella solare.

La distanza di 16,5 a. l. ne fa ne fa l’8^a stella in ordine di distanza tra quelle visibili ad occhio nudo. Ma questa stella, tutto sommato abbastanza ordinaria, è certamente la meno interessante, anche se la più brillante, del sistema.

La secondaria é a sua volta una doppia visibile con telescopi di grande apertura e potenza, scoperta da O. Struve  nel 1851 (vedi il grafico dell’orbita dal 2000 al 2200). Consiste di una combinazione veramente interessante: una nana bianca (il membro B) e una nana rossa (il membro C) ruotano intorno al centro di massa con una separazione di 7,6” ed un periodo di circa 250 anni. La nana rossa ha una massa che é soltanto 2/10 di quella solare: siamo ai limiti inferiori delle masse necessarie perché si possano innescare le reazioni termonucleari; tra le stelle descritte in questo libro, soltanto UV Cet e Kruger 60B hanno masse inferiori. Masse ancora inferiori, benché molto maggiori dei pianeti di tipo gioviano, danno luogo alle cosiddette nane brune, sorta di stelle abortite, che raggiungono con la contrazione gravitazionale temperature più che rispettabili, ma non sufficienti ad innescare le reazioni termonucleari: il calore, di origine esclusivamente gravitazionale, produce soprattutto radiazione infrarossa. Fino all’avvento del telescopio spaziale, questi oggetti esistevano soltanto per la teoria. Oggi, invece, grazie a quello straordinario strumento, ne abbiamo potuto osservare una notevole quantità.

La componente B é la sola nana bianca che si possa in tutta onestà definire alla portata dei piccoli telescopi. Il suo diametro é valutato circa il doppio di quello della Terra, mentre la massa é metà di quella del Sole. La sua densità è circa 65.000 volte superiore rispetto a quella della nostra stella, 90.000 volte superiore rispetto a quella dell’acqua. La forza di gravità, sulla sua superficie, è qualcosa come 37.000 volte superiore a quella terrestre. Questa stella fu la prima nana bianca  ad essere riconosciuta come tale (1910): è vero, infatti, che Sirio B fu scoperta diversi anni prima, nel 1862: ma soltanto nel 1915 si riuscì a ricavarne uno spettro soddisfacente.

Si tratta di una stella multipla. La coppia principale è composta da due stelle separate di 5,7” in PA 288° (in oltre un secolo i valori non sembrano essere per niente cambiati). Lo spettro della primaria è M3III, e la stella è una variabile irregolare, con ampiezza delle variazioni tra V 3,57 e 3,72; la compagna è di magnitudine 9,5. A 38,9” dalla primaria, in PA 114° (misurazioni del 1964, la separazione è in diminuzione e il PA in aumento rispetto alle misure di un secolo prima), c’è una terza stella (V: 10,80). Ci sono altri tre membri tutti intorno alla 10^a magnitudine, a distanze maggiori, oltre i 100”.

Splendida doppia, formata da due gemelle (V: 5,8 ciascuna), e tipi spettrali K0V e K5V. I due membri nel 1835 erano separati di 3,6” in PA 302°. L’orbita, che è stata calcolata, si compie in 483,66 anni; nel 1990 la separazione era salita a 11,2” in PA 193°. Il gruppo si trova a poco più di 1° nord ed un po’ ad est di una delle stelle più splendenti del cielo: Achernar (a Eri; spettro B3; V: 0.45). Vedi il grafico dell’orbita.

E’ una doppia osservabile con piccoli strumenti, formata da due stelle bianche, rispettivamente di tipi spettrali B9V e A1V, e magnitudini individuali 4,90 e 5,40. La separazione nel 1986 era di 8,1” (contro i 7,3” del 1836) in PA 214° (era 200°). Una delle due componenti potrebbe essere un sistema del tipo b Lyrae.

Multipla per piccoli strumenti. La coppia principale é separata di 6,8” in PA 347°, e dal 1822 al 1984 non sono state trovate variazioni né nella separazione né nel PA. Le magnitudini individuali sono 4,77 e 6,14; i tipi spettrali G8III e A2V. 32 Eri A è a sua volta una binaria spettroscopica . Separata di 165,7” in PA 5° c’è una terza stella (V:  11,60). Anche questa non ha mostrato variazioni nella posizione relativa alla primaria dal 1822 al 1863.

Doppia, separazione 1,2” in PA 59° (1962; nel 1879 la separazione era 1,5” in PA 56°). Le magnitudini individuali sono rispettivamente 5,72 e 10,50. La primaria è la variabile EH Eri, del tipo di a₂ CVn (notare lo spettro, che mostra le righe del silicio), con un’ampiezza di variazioni di appena 0,035 magnitudini. Il periodo è di 3,82 giorni (epoca: JD 2.443.461,00).