Stelle dei Gemelli
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Castore e Polluce formano una coppia evidente nei cieli invernali, separata di 4,5°. Castore è la più settentrionale e, malgrado le sia stata attribuita la lettera a, è un po’ meno brillante dell’altra. Castore è una stella multipla, la cui magnitudine visuale (apparente) totale è 1,58, mentre quella delle sue componenti più brillanti (A e B, vedi il grafico dell’orbita) è rispettivamente 1,94v e 2,92. Le classi spettrali sono (sempre delle due componenti principali) A1V e Am.

Proviamo ad osservare Castore con ingrandimenti crescenti, a partire da un binocolo che dia 15-20 ingrandimenti: in queste condizioni si può scorgere a 1,2’ una stellina arancione di 9^a magnitudine. Se ora, grazie ad un telescopio che ce lo consenta, passiamo a circa 100 ingrandimenti, vediamo che la stella principale è a sua volta doppia, essendo formata da due componenti di magnitudine 2 e 2,8 che ruotano una attorno all’altra in circa quattro secoli e distano mediamente 9 UA. Purtroppo, non è possibile dare una stima precisa del periodo orbitale della coppia Castore A-B, perché negli ultimi settant’anni le misure hanno fornito valori diversi: nel 1933 si stimavano 340 anni, nel 1956 511 anni, nel 1958 420 anni e infine nel 1988 467 anni. Le stelle sono separate attualmente di 3,5”.

Ciò che a occhio nudo osserviamo come stella singola e al binocolo come doppia, si rivela dunque una tripla al telescopio, ma le sorprese di Castore non finiscono qui: se potessimo separare ciascuna delle tre stelle, osserveremmo che sono tutte doppie. Le tre coppie sono caratterizzate da distanze angolari dell’ordine del millesimo di secondo d’arco risultando così impossibili da risolvere otticamente. Ma allora come siamo in grado di stabilire la loro duplicità?

Esistono stelle doppie talmente strette che risulta impossibile separare otticamente le componenti, anche quando sono relativamente vicine al Sistema Solare (qualche decina di anni luce). L’estrema vicinanza reciproca, però, può paradossalmente essere di aiuto agli astronomi nel rivelarne la duplicità. Dalle leggi di Keplero e di Newton risulta che la velocità lineare di un corpo orbitante attorno a un altro è inversamente proporzionale alla radice quadrata della distanza che li separa: quindi più due corpi sono vicini tra loro, più orbitano veloci. Se il moto orbitale ha una componente parallela alla direzione di osservazione, allora le righe spettrali delle due stelle mostreranno uno spostamento per effetto Doppler. Tale spostamento non è costante nel tempo: sarà un red shift (spostamento verso lunghezze d’onda maggiori) quando la stella nel suo moto orbitale si allontana da noi e un blue shift quando si avvicina; anche l’entità dello spostamento varierà continuamente nel tempo. In questo modo, osserveremo le righe di assorbimento dei vari elementi chimici che oscillano con regolarità attorno alla posizione di “quiete”. Se immaginiamo due stelle che orbitano una attorno all’altra, quando una si avvicina a noi l’altra si allontana e pertanto avremo sempre due righe oscillanti in opposizione di fase, oppure una riga singola se la luce di una componente sovrasta e oblitera l’altra. Osservando l’oscillazione delle righe spettrali si può determinare il periodo delle binarie spettroscopiche, che per Castore A, B, C è rispettivamente di 9,2 giorni, 2,9 giorni e 19,5 ore. Le separazioni delle coppie sono estremamente piccole: 6,5 e 2,5 milioni di chilometri (da confrontare con i 58 milioni dell’orbita di Mercurio!) Lo spostamento delle righe è tanto più accentuato quanto più l’orbita è vista di taglio: è massimo quando il piano orbitale giace esattamente lungo la direzione di osservazione. In tal caso, come avviene per Algol (b Persei), le stelle si eclissano a vicenda facendo variare la luminosità totale del sistema: è ciò che succede in Castore C. Essa è infatti anche una variabile a eclisse.

Polluce è la stella più brillante della costellazione, malgrado le sia stata assegnata la lettera b, il che porterebbe a pensare che Castore sia più brillante. Viceversa, con la sua magnitudine 1,14, Polluce è la 17^a stella in ordine di splendore, mentre Castore è soltanto la 23^a. La sua distanza da noi è di circa 35 a. l., ed è 32 volte più splendente del Sole (ed oltre 10 volte più grande in diametro). E’ una stella del tipo di Arturo, di colore giallastro (tipo spettrale K0III) con una temperatura superficiale di circa 4.500 K. Il catalogo ADS riporta alcune deboli compagne per Polluce, ma oggi sappiamo che nessuna di queste è fisicamente legata a b Geminorum.

Alhena si trova 14° a nordest di Betelgeuse. Il nome deriva, secondo Allen, dall’arabo Al Han’ah, denominazione del 4° manzil, asterismo dell’antico zodiaco lunare arabo, formato dalle stelle g, m, n e x ai piedi dei Gemelli. Questa denominazione a sua volta potrebbe derivare da Al Nuhatai, forma duale di Al Nuhat, la Gobba del Cammello. Almeisam, nome arabo più antico, significherebbe Colei che marcia con fierezza. Allen riferisce anche che a Babilonia Alhena ed h Gem venivano chiamati i Piccoli Gemelli, in contrapposizione con Castore e Polluce.

E’ la terza stella della costellazione in ordine di luminosità: una subgigante biancoazzurra con una temperatura superficiale che dovrebbe aggirarsi sui 9.900 K. E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 12,4 anni.

Il nome proprio le deriva dall’arabo Al Wasat, il Centro (della costellazione). E’ un’interessante binaria il cui periodo è estremamente lento, come si può osservare nel grafico dell’orbita. La debole compagna è stata trovata per la prima volta dal primo degli Struve nel 1829, ed è una nana di tipo spettrale K6, una decina di volte meno luminosa del nostro Sole. La primaria è probabilmente a sua volta una binaria stretta, dato che il suo moto radiale sembra presentare delle piccole variazioni.

Il nome proviene dall’arabo Al Mabsutat (la Distesa), dal fatto che essa marca l’estremità di una zampa dell’antico Leone Arabico (oggi invece corrisponde all’orlo della tunica di Castore).

Si tratta di una supergigante il cui spettro, prima classificato come G8Ib, è stato corretto in seguito alla missione Hipparcos. L’indice di colore, in effetti, farebbe pensare ad una stella di tipo M: evidentemente, la sua luce ci arriva estremamente arrossata dal mezzo interstellare, ma la posizione delle sue righe spettrali la fa classificare come stella di tipo A. Ha una compagna (V: 9,22) che al momento della scoperta, fatta da South nel 1825, era separata di 110,3” in PA 94°. Poiché questi dati risultavano immutati dopo 100 anni, Burnham ritiene che non debba trattarsi di una doppia fisica.

Mekbuda era l’altra zampa, la Contratta, dell’antico Asad, il Leone Arabico. Si tratta di una delle cefeidi più brillanti: fu scoperta da J. Schmidt in seguito ad osservazioni effettuate tra il 1844 e il 1847. Ha un periodo di 10,15073 giorni; l’ampiezza delle variazioni va da V 3,66 a  4,16 nel visuale e lo spettro cambia da F7Ib al massimo a G3Ib al minimo. Questa stella presenta diverse peculiarità. La curva di luce mostra una forma abbastanza simmetrica, il che vuol dire che l’astro impiega grosso modo lo stesso tempo per salire al massimo e per ridiscendere al minimo. Inoltre, vi è una evidente “gobba” nella fase ascendente. La stella ha alcune compagne ottiche che non le sono fisicamente connesse, ma ne ha una invisibile: è una binaria a eclisse.

Il nome è greco, e si trova già in Ipparco e Tolomeo: indica la posizione della stella, di fronte al piede sinistro di Castore (Propous, in greco, significa davanti al piede).

Si tratta di una doppia molto nota, anche se difficile da separare per strumenti medio-piccoli. La compagna, al momento della scoperta (S. W. Burnham, 1881) era separata di 1,0” in PA 300° o 301°. R. Burnham, nel Celestial Handbook (pag. 923) riporta per questa stella una magnitudine di 6,5; Sky Catalogue 2000.0 e Washington Visual Double Star Catalog viceversa concordano su una magnitudine 8,80. Nel 1990 la separazione era divenuta 1,5” in PA 258°. La stella più piccola sarebbe una subgigante gialla (G8) con uno splendore intrinseco 7 volte superiore rispetto a quello del Sole. La primaria è una gigante rossa, variabile semiregolare con un periodo medio di 232,9 giorni ed un’ampiezza di variazione che va da V 3,15 a 3,90. E’ anche una binaria spettroscopica, con un periodo di 2.983 giorni (poco più di 8 anni); la compagna invisibile dovrebbe essere anch’essa una gigante rossa. Al tempo della sua scoperta da parte di W. Herschel, nel marzo 1781, il pianeta Urano si trovava proprio vicino a questa stella.

Doppia, misurata per la prima volte nel 1832, quando la separazione era di 6,2” in PA 225°. Nel 1983 era diventata 7,2” in PA 240°. Le magnitudini individuali sono 3,70 e 8,20. Il gruppo si trova 3,5° a sud di Polluce (b Gem).

Doppia, la compagna (V: 10.7) è separata di 9,6” in PA 33°. Tra il momento della prima misurazione (F. G. W. Struve, 1829) e quello dell’ultima (1953) non si è notata nessuna variazione nelle posizioni rispettive delle due stelle, ma il comune moto proprio fa propendere per la fisicità del sistema. La primaria è inoltre una binaria spettroscopica.

Il catalogo ADS riporta una lontana compagna (V: 10): questa in realtà non è fisicamente connessa con m Gem; è comunque a sua volta una doppia stretta, con una separazione di 0,8” e magnitudini individuali, rispettivamente, 9,8 e 10,7. m Gem è inoltre una variabile irregolare di piccola ampiezza: da magnitudine 2,75 a 3,02.

Allen riferisce che Al Biruni ha usato per questa stella il nome Al Zirr, il Bottone. Potrebbe essere una variabile del tipo d Sct.

Scoperta da J. R. Hind nel 1855,  é il prototipo di una rara classe di variabili, le cosiddette variabili cataclismiche o novae nane. La stella é di norma un oggetto di 14^a magnitudine, ma ad intervalli di alcuni mesi essa presenta improvvise eruzioni in cui la luminosità aumenta di qualcosa come 100 volte. L’ascesa dalla 14^a alla 9^a magnitudine solitamente impiega non più di 2 giorni, e spesso avviene nel giro di 24 ore. Un altro oggetto tipico di questa classe di variabili é SS Cygni. La stella è abbastanza facilmente rintracciabile 2,1° a nord di 85 Gem (V: 5,4; spettro: A0). Analogamente a SS Cyg, U Gem presenta due distinti massimi, che solitamente si alternano: uno ha una durata di circa 17 giorni, l’altro di circa 9. Le eruzioni si presentano con un intervallo medio di circa 100 giorni, ma i cicli hanno oscillato dai 62 ai 257 giorni, in modo del tutto imprevedibile.

U Gem ha uno spettro peculiare che presenta righe di emissione e un fondo continuo che corrisponde a quello di una nana di tipo G avanzato. Quando la magnitudine va avvicinandosi al massimo le righe di emissione si vanno indebolendo e lo spettro appare quasi continuo. Diversamente si avvicina più ad uno spettro di tipo A o B.

Oltre che una peculiare variabile eruttiva, U Geminorum é un rapidissimo sistema binario ad eclisse in cui il minimo principale dura circa 15 minuti. I due membri sono stelle di M_V intorno a +10, una delle quali é quasi certamente una nana bianca, mentre l’altra è una nana o una subnana di tipo G avanzato (secondo il GCVS, addirittura M4,5, cioè una nana rossa); il periodo è stato determinato in 0,177808 giorni (circa 4,5 ore). Vedi una tipica curva di luce.

Le improvvise esplosioni sono dovute indubbiamente alla duplicità del sistema, ma poco si sa dei dettagli. Gli studi spettroscopici rivelano l’esistenza di una nube o di un anello rotante di gas intorno alla stella più azzurra, e sembra che l’improvviso aumento di luminosità sia dovuto non solo all’aumento di splendore della stella, ma anche ad un grande incremento della radiazione emessa da questa nube. La convinzione ampiamente diffusa che la principale fonte degli outbursts fosse la stella più calda è stata messa in discussione dagli studi di Krzeminski pubblicati nel 1965, che mostravano come fosse indispensabile attribuire buona parte dell’energia liberata ad una sorta di intensissimi flares sprigionati sulla più fredda stella di tipo G, K o M.

Vedi un modello del sistema (altrettanto valido per SS Cyg e tutte le variabili cataclismiche in genere): le due stelle hanno masse abbastanza simili, di poco superiori a quelle del Sole, ma molto diversi sono i diametri: la stella blu è ovviamente, molto più piccola; essa orbita  a circa 1.150.000 km  dal centro di massa, che si trova a sua volta all’interno della stella più fredda, proprio al di sotto della sua superficie. La nana azzurra è circondata, come abbiamo già accennato, da un anello gassoso rotante, alimentato con materia risucchiata alla compagna più fredda; i fenomeni eruttivi sembrano in effetti corrispondere ad un rapido incremento del raggio e della temperatura superficiale della stella più fredda, provocati in qualche modo, presumibilmente, da potenti effetti mareali causati dalla compagna più densa. Durante questo processo vengono messi a nudo gli strati più caldi e profondi della stella, e parte Della materia espulsa viene messa in orbita intorno alla stella calda, aumentando temporaneamente lo splendore dell’anello rotante, e dando ulteriore contributo all’aumentata luminosità del sistema.

I membri più luminosi di questa interessante classe di variabili sono U Gem e SS Cyg; altri esponenti di rilievo sono SS Aur, UU Aql, X Leo, SU UMa, RU Peg, SW UMa. Gli intervalli medi tra i massimi variano abbastanza, dai 12 giorni di AB Dra ai circa 450 di SW UMa. Le maggiori ampiezze di variazione osservate si aggirano sulle 6 magnitudini, e generalmente le stelle che mostrano le maggiori ampiezze hanno anche i periodi più lunghi. Questa sorta di relazione tra il periodo e la luminosità è di grande interesse perché potrebbe collegare queste stelle alle cosiddette “novae ricorrenti”, sistemi binari in cui le esplosioni sono molto più violente, ma sono anche molto più lunghi gli intervalli. Anche questi oggetti, tra i quali ricordiamo la T CrB, la RS Oph e la WZ Sge, sono tutti sistemi binari stretti, così come le novae classiche, quelle che presentano le esplosioni di gran lunga più violente, ma delle quali si conosce soltanto un unico evento. Quale può essere, se c’è, la relazione tra i tre tipi? Potrebbero formare una sequenza evoluzionaria? Potrebbe dunque una stella del tipo U Gem trasformarsi nel tempo in una nova classica? O, al contrario, potrebbe essere il risultato dell’evoluzione di una nova classica? O non c’è alcun collegamento evoluzionario tra i tre tipi, e c’è soltanto una similitudine tra tre i meccanismi fisici che causano l’evento? E’ stato ipotizzato (Kraft e Luyten, 1961) che le stelle del tipo U Gem siano il risultato evolutivo dei sistemi binari stretti nani del tipo W UMa.

R Geminorum è una variabile a lungo periodo del tipo Mira interessante perché facilmente misurabile con strumenti di media apertura. Infatti il suo intervallo di magnitudini va da 6,00 a 14,00 con un periodo di 369,91 giorni. Lo spettro varia da S2,9e a S8,9e(TC). E’ dunque una rappresentante, tra le più brillanti, della classe delle stelle al carbonio.

Multipla; la coppia principale (magnitudini individuali, rispettivamente: 4,41 e 11,0) mostrano una separazione di 1,9” in PA 178°; l’ultima misurazione risale al 1925, ma allora appariva stabile da 40 anni circa. La primaria è una variabile irregolare.

C’è una terza stella (V: 12,40): è separata dalla primaria di 60,2” in PA 343°; l’ultima misurazione risale al 1963, e la separazione aumenta lentamente.

Multipla; la coppia principale (magnitudini individuali rispettivamente 6,28 e 6,95) è separata di 20,0” in PA 211°; i dati sono riferiti al 1985, ma nell’ultimo secolo e mezzo è soltanto aumentato di 1° il PA. La primaria è a sua volta una doppia fotometrica. Gli osservatori riferiscono di un accattivante contrasto di colori (giallo-acquamarina: ma, come sappiamo, sui colori delle stelle doppie conviene essere alquanto prudenti). C’è una terza stella (V: 14), nel 1913 era separata dal membro B di 47,4” in PA 136°.

Doppia larga, adatta per i binocoli; la separazione era di 70,3” in PA 151° del 1918 (in diminuzione, col PA in aumento); le magnitudini individuali sono rispettivamente 7,5 e 9. C’è una terza stella (V: 8,3) e tipo spettrale F8 separata di 163,0” in PA 168° (sempre dati del 1918).

Sistema multiplo. La coppia principale nel 1990 era separata di 7,3” in PA 147°, e le due stella hanno rispettivamente V 4,74 e 7,68 e compiono un’orbita intorno al comune centro di massa in poco meno di 2.000 anni. La primaria secondo alcune fonti è una variabile del tipo d Sct, ma il catalogo Tycho non conferma questo dato. E’ anche una binaria spettroscopica. Una terza stella di (V: 10,3) si trova a 111,5” dalla primaria in PA 328° (dati riferiti al 1932).