Stelle di Ercole
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La distanza è incerta. I valori ricavati con metodi indiretti ne fanno una delle più grandi stelle visibili ad occhio nudo, con le sole eccezioni di Betelgeuse e m Cephei. Il nome deriva dall’arabo Ras al Jathiyy, la Testa dell’inginocchiato; questi sarebbe Ercole, che le antiche carte mostravano sempre inginocchiato, con i piedi rivolti a nord e la testa a sud, a sfiorare quella di Ofiuco. E’ una delle più brillanti variabili semiregolari, ed una delle stelle doppie più belle da osservare con strumenti amatoriali. La scoperta della variabilità fu fatta da W. Herschel nel 1795. La  variazione luminosa non è periodica: la sua luce fluttua in modo abbastanza irregolare tra V 4 e 3, anche se oggi si è riusciti ad identificare un ciclo medio di circa 90 giorni, quanto basta per farla classificare semiregolare anziché irregolare.

L’ampiezza della variazione si limita in genere a 3 o 4 decimi di magnitudine, solo eccezionalmente tocca la magnitudine. L’esistenza di una modulazione che si svolge in un periodo di 6 anni e che fa oscillare l’intera curva di luce di 0,5 magnitudini é dimostrata dall’esame della sua curva di luce esteso a lunghi periodi di tempo.

Come in quasi tutte le giganti la variazione è dovuta alla pulsazione, ma mentre questo fenomeno si ripete con perfetta regolarità nelle cefeidi e un po’ meno nelle variabili a lungo periodo, nelle semiregolari esso procede con molta incertezza, aumentando o diminuendo sia la frequenza che l’ampiezza del fenomeno.

Quasi tutte le variabili semiregolari sono di tipo spettrale K od M. Talvolta il loro spettro presenta anche delle righe in emissione, testimoni di estesi inviluppi.

Ras Algethi è anche una delle più belle doppie per contrasto di colori da osservare al telescopio (vedi il grafico dell’orbita). La compagna, Ras Algethi B, ha magnitudine 5,41 ed uno spettro composito, che dimostra trattarsi a sua volta di una stella doppia: si tratta infatti dello spettro di tipo G5III, e quindi di una gigante gialla, cui se ne sovrappone uno di tipo F2. L’intero sistema è avvolto da un inviluppo di gas che si estende per oltre 200.000 raggi solari, e che si espande alla velocità di 10 km/s. Questo involucro gassoso è certamente proveniente dalla supergigante, Ras Algethi A.

Abbiamo dunque al centro una supergigante rossa; a circa 600 UA orbita, compiendo una rivoluzione il qualcosa come tre millenni e mezzo, una coppia di stelle, l’una gialla, di tipo G5III, l’altra bianco-giallastra, di tipo F2. Queste due stelle orbitano l’una attorno all’altra alla distanza, ridottissima, di 0,16 UA, in 512 giorni. Il tutto avvolto da una tenue nebbia continuamente alimentata dalla colossale stella posta vicino al centro del sistema.

Ancora una considerazione. Leggiamo, in proposito, la poetica descrizione di questa doppia lasciataci da Camille Flammarion: “…bellissima doppia... composta di un sole aranciato e di un sole smeraldo... un buon  obiettivo di 75 mm. può bastare per lo sdoppiamento…” Ma non accontentiamoci della descrizione di Flammarion, dato che abbiamo anche quella di Mary Proctor: “…una splendida doppia... le componenti avendo colore arancio e verde smeraldo…” Allora, il colore della compagna di Ras Algethi è verde smeraldo? Ma dallo spettro di questa stella lo smeraldo non sembra proprio poter venire fuori: G5III + F2 significa una gigante gialla più gialla del nostro Sole ed un’altra stella sempre giallastra, ma di un giallo più pallido. Da dove salta fuori lo smeraldo che tutti sembrano vedere? La risposta è che salta fuori dal nostro sistema visivo e dal nostro meccanismo di percezione dei colori. La luce molto più brillante della primaria, di color rosso-arancio, tende ad attenuare, ad oscurare le componenti più rosse della luce dell’altra, e ad esaltarne invece le componenti del colore complementare che è, appunto, il verde.

Il nome deriva dal greco, e significa “Colui che porta la clava”, termine usato anticamente per indicare l’intera costellazione. E’ una gigante gialla con una temperatura superficiale di circa 4.850 K. Kornephoros è una binaria spettroscopica con un periodo di 410,575 giorni.

Si tratta di una doppia meramente ottica: l’apparente compagna (V: 8), non ha alcuna connessione fisica con la d Her, si trova semplicemente sulla stessa linea di osservazione; in realtà, le due stelle si muovono in direzioni diverse.

z Her è una stella doppia stretta (vedi il grafico dell’orbita), scoperta come tale da W. Herschel nel 1782. Il periodo è di 34,385 anni e la separazione varia da 0,4” a 1,6” (a = 1,36”). La compagna (V: 5,5), è una nana giallo-arancio di tipo spettrale G7/K0V con una luminosità che è circa la metà rispetto a quella del Sole (M_V: 5,5). Si osservi come in questa coppia magnitudini apparenti e magnitudini assolute praticamente si equivalgano; la ragione sta nella distanza rispetto al Sole, che è di circa 10 pc: ricordiamo che la magnitudine assoluta è quella che qualunque stella mostrerebbe se posta ad una distanza, appunto, di 10 pc.

E’ la stella visibile ad occhio nudo più vicina al grande ammasso globulare M13: dalla stella basta scendere in declinazione verso sud di 2,4°.

Sistema triplo: la compagna (V: 9,78) è separata di 40”; fu scoperta da W. Herschel nel 1781 e rimisurata da F. G. W. Struve nel 1831. Nel 1970 la separazione era di 33,8” in PA 247°. La primaria è una binaria astrometrica (periodo: 65 anni). Nel 1856 si scoprì che questa stella é a sua volta una binaria stretta, con magnitudine individuali 10,3 e 10,8 e tipo spettrale combinato M3V. Le due nane rosse orbitano intorno al comune centro di gravità in 43,20 anni. Il semiasse maggiore di quest’orbita ha un’ampiezza di 1,36” e la massima separazione è stata raggiunta nel 1989.

Questa è la stella che marca il vertice nordorientale del quadrilatero di Ercole. Benché sia abbastanza lontana da entrambi, essa può essere utile per rintracciare i due grandi ammassi globulari della costellazione: M13 infatti, anche se ne dista circa 6.5° verso ovest, si trova praticamente sullo stesso parallelo, per cui basta, dalla stella, spostarsi verso ovest di circa 23 minuti di ascensione retta. M92, a sua volta, si trova a 6,3° a nord della stella, spostato appena un po’ verso est.

Un tipico sistema binario del tipo b Lyrae: due brillanti stelle giganti bianco-azzurre orbitano velocissime, virtualmente a contatto fra loro, intorno al comune centro di massa, con scambio di materia e deformazione delle stelle, che sono ovoidali a causa dei fortissimi effetti mareali, e dispersione di gas nello spazio. Il periodo è di 2,051027 giorni. 68 Her inoltre è anche una doppia visuale: Otto Struve scoprì, nel 1847, una compagna (V: 10,2) separata di 4.4” in PA 59°.

Una stella doppia scoperta da F. G. W. Struve nel 1829, e famosa per le discordanti opinioni degli osservatori sui colori delle componenti (magnitudine rispettive: 4,96 e 5,18; separazione 6,3” in PA 258°): C’è chi le definite entrambe bianche, chi entrambe di un giallo pallido, chi addirittura bianco-blu e rossastra. Provate un po’ voi.

Una binaria abbastanza stretta, separabile solo con strumenti di discreta apertura e, soprattutto, solo con cieli veramente limpidi e bui. Le due stelle, rispettivamente di magnitudine 7,4 e 9,3, nel 1991 erano separate di 0.87” in PA 69° (dati di Hipparcos). Come si può osservare nel grafico dell’orbita, la massima separazione si dovrebbe avere intorno al 2040.

Interessante e ricco sistema multiplo, la cui coppia principale è costituita da una binaria abbastanza stretta: i membri A e B orbitano intorno al comune centro di massa in un periodo di 55,6 (o 55,8) anni, con un semiasse maggiore a=1,00” o 1,08”; il moto è diretto, e nel 1991 Hipparcos ha determinato una separazione di 0,97” (in PA 25°); le magnitudini sono, rispettivamente, 5,1 e 8,4; i tipi spettrali F7 V e K4 V, con un gradevole contrasto di colori, anche se godibile soltanto da parte di chi disponga di aperture consistenti e di cieli tersi e bui. Vedi il grafico dell’orbita. Un terzo membro, trovato già nel 1912, nel 1982 si trovava a 96,0” in PA 58°, e la sua magnitudine è 10,70. Sempre nel 1982 sono state segnalate altre stelle indiziate di esser parte del sistema:

• D:  V: 11,10; sep.: 138,8”; PA: 102°;

• E:  V: 10,80; sep.: 167,9”; PA: 77°;

• F:  V: 10,70; sep.: 159,7”; PA: 165°;

• G:  V: 10,70; sep.: 179,0”; PA: 359°.

Si tratta di una delle novae più brillanti del XX secolo. Scoperta il 13 dicembre 1934 da J. P. Prentice, un astrofilo britannico, quando la magnitudine dell’astro era circa 3.

Nelle notti seguenti lo splendore andò aumentando, e il massimo (V: 1,3) fu raggiunto il 22 dicembre. Quindi iniziò la discesa, che portò la stella alla magnitudine 4,5 il 31 marzo 1935. Il primo di aprile, lo splendore ebbe una caduta improvvisa (vedi curva di luce) e in soli due giorni la stella perse 3,5 magnitudini, diventando invisibile ad occhio nudo. Poi continuò a diminuire lentamente, e il primo maggio era a magnitudine 13. Raggiunto questo minimo, DQ Her ricominciò ad aumentare di splendore, fino a toccare un nuovo massimo secondario a magnitudine 6,7. Quindi tornò ad affievolirsi, molto lentamente, mettendoci degli anni per tornare alle condizioni di prima dell’esplosione.

La stella é stata infatti identificata in lastre precedenti a quella data, e sappiamo che allora variava tra magnitudine 14 e 14,6; l’11 dicembre 1934, solo due giorni prima della scoperta, la stella era di magnitudine 13,8. Dall’andamento della curva di luce, questa stella va ascritta alla classe delle novae lente, quelle in cui il declino luminoso, per scendere di 3 magnitudini sotto il massimo, ci mette più di 100 giorni. L’intenso studio cui DQ Her fu sottoposta negli anni successivi ha contribuito in maniera determinante alla comprensione del fenomeno delle novae: queste sono stelle doppie composte da una nana bianca o blu e da un’altra stella più fredda e più grande che riempie interamente il suo lobo di Roche. Materiale della stella più grande si riversa dunque sull’astro collassato dopo aver alimentato un disco di accrescimento. A seconda della maggiore o minore instabilità di tale disco, il fenomeno può essere abbastanza diverso, dalla nova classica alla nova nana del tipo U Geminorum.