Stelle dell'Idra
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Alphard significa la Solitaria; altro nome della stella era Cor Hydrae, il Cuore dell’Idra. La stella é di un bell’arancione rossastro. Si trova ad una distanza di circa 170 a. l. da noi, ed é qualcosa come 300 volte più luminosa del nostro Sole.

La stella è stata inclusa tra le sospette variabili, nel New Catalog of Suspected Variable Stars (Mosca, 1982). Il catalogo Tycho conferma il sospetto di variabilità, ma non è in grado di precisarne tipo e parametri. Una compagna ottica di magnitudine 9.5 si trova a 281” in PA 153°; ma non ha alcun legame fisico con Alphard.

Si tratta di una variabile del tipo a₂ CVn. L’ampiezza delle variazioni è di 0,04 magnitudine Si tratta anche di una doppia stretta (la variabile di cui abbiamo sinora parlato è la primaria): fu registrata per la prima volta da John Herschel nel 1834. Le due stelle hanno magnitudini rispettive 4,7 e 5,5. La separazione nel 1991 era di 0,7” in PA 28°: un osso duro da rodere! L’ammasso globulare M68 si trova a 12° da questa stella, in direzione nordest.

Questa gigante gialla non presenta di per sé grandi attrattive. Può essere però interessante la sua posizione rispetto alla nota variabile a lungo periodo R Hya: le due stelle si trovano, infatti, quasi sullo stesso parallelo (la declinazione di R Hya è di circa 6,5’ appena più meridionale): quindi, una volta identificata g Hya, sempre facilmente visibile ad occhio nudo, basterà spostarsi verso est di 2,5° per trovare la variabile.

E’ uno dei più bei sistemi multipli: quattro componenti visibili ed una quinta stella invisibile. La coppia stretta (membri A e B) fu scoperta nel 1888 da Schiaparelli (vedi il grafico dell’orbita relativa a questa coppia): le due stelle formano una binaria rapida con un periodo di 15,06 anni ed una separazione media di circa 0,2”. Non è facile separarla neppure con gli strumenti più grandi. Le magnitudini sono  3,7 e 4,8; le masse sono, rispetto al Sole, 1,75 e 1,60 e lo splendore totale 70 volte maggiore di quello del Sole. Lo spettro combinato é G0III-IV.

La terza stella (C) si trovava, nel 1991, a 2,87” in PA 291°; Il tipo spettrale è dF7 e il suo splendore è  un po’ superiore a quello del Sole; la stella è in lenta rivoluzione attorno alla coppia più luminosa (vedi il grafico di quest’altra orbita), con un periodo di poco meno di 1.000 anni. La quarta componente, D, condivide il moto proprio delle altre tre, ma sinora non si è riusciti ad individuare alcun elemento orbitale; la separazione è di 19,3”; la stella è una nana K0 il cui splendore non supera il 2,5% di quello del Sole.

E’ la più brillante tra le 6 che formano l’asterismo che rappresenta la Testa dell’Idra. Può essere utile nella localizzazione dell’ammasso M67 (a Cnc, la stella più brillante nei dintorni dell’ammasso, è assai meno brillante. Da z Hya, procedendo esattamente verso nord per 5,7°, si arriva sulla 60 Cnc, di colore arancio (K5) e V 5,4. 1° ad ovest di questa stella c’è M67.

Si trova presso il confine con la costellazione della Tazza (Crater). Può essere utile per localizzare l’interessante variabile semiregolare U Hya (ampiezza delle variazioni nella banda fotometrica B: da V 7,0 a 9,4 in un periodo approssimativo di 450 giorni; spettro: C6,5); vale la pena di soffermarsi sul fatto che la stelle, visualmente, è molto più brillante di quanto non possa sembrare al principiante che valutasse i dati della magnitudine: infatti le misure sono state fatte nella banda della radiazione blu, ma questa è una stella al carbonio, ed emette la maggior parte della sua radiazione visibile nel rosso (l’indice di colore B-V è 2,71): la sua magnitudine visuale massima, dunque, si aggira intorno a 5, e dunque la stella è osservabile per gran parte del tempo addirittura ad occhio nudo.

Una gigante gialla di tipo spettrale simile a quello di Arturo, ma almeno tre volte più lontana (e comunque anche intrinsecamente meno luminosa).

Sistema binario, interessante per il fatto che, tra quelli visuali (anche se fuori della portata dei telescopi amatoriali), è uno di quelli con il periodo più corto: 7,4 anni. Si tratta di due stelle gemelle, entrambe di magnitudine 5,7, con una separazione massima di 0,2”. Il semiasse maggiore  è a = 0,14”, il moto retrogrado, l’orbita è molto inclinata rispetto alla linea di osservazione, per cui quando le due stelle sono al minimo della distanza apparente sono inseparabili con qualunque strumento ottico (vedi il grafico dell’orbita). 8’ circa ad est c’è la c₂, binaria a eclisse del tipo Algol; V: 5,65-5,94; periodo: 2,267701 giorni (epoca: JD 2.442.848,6107); tipo spettrale: B8III-Ive + B8,5V.

Si trova  2,5° ad est della g Hydrae, ed è una variabile a lungo periodo del tipo di Mira. Per essere precisi, la R Hya fu la terza variabile di questo tipo ad essere scoperta, dopo Mira e la c Cygni. E’ una delle variabili pulsanti a lungo periodo più facili da osservare per gli astrofili, dato che al massimo spesso tocca la 4^a magnitudine. Quando scende al minimo di solito è 250 volte più debole, e può essere localizzata soltanto se la sua posizione è ben conosciuta. L’ampiezza di variazione della stella va da magnitudine 3,5 (massimo storico) a 10,9 in un periodo di 388,87 giorni. Lo spettro varia da M6 a M9 e presenta, come di solito accade con le stelle di questo tipo, righe in emissione. Vedi una tipica curva di luce della R Hya.

La R Hya è anche una doppia visuale: ha una compagna (V: 12,0) che fu misurata per la prima volta da G. W. Hough nel 1891. La separazione è di 21,2” in PA 324°, e il tipo spettrale non è stato sinora determinato. Si trova al centro di una regione ricca di oggetti interessanti.

Si trova circa 5° a sud della n Hya (V: 3,10), ed è una rossa variabile semiregolare. E’ una delle piuttosto rare stelle al carbonio, simile ad R Lep e ad S Cep: tutte stelle di bassa temperatura i cui spettri mostrano righe dei composti del carbonio. Il tipo spettrale tradizionale è N6, ma nella più recente classificazione delle carbon stars è classificato C6,3e-C7,5e: la cifra dopo la virgola indica l’abbondanza relativa del carbonio. I moderni cataloghi ne forniscono un periodo di 530 giorni, ma questo ciclo si sovrappone ad una fluttuazione molto più lunga, con un periodo di circa 18 anni. Così, la stella mostra in un anno un massimo insolitamente alto e, 9 anni più tardi, un minimo insolitamente basso. La massima ampiezza di queste variazioni è di circa 6 magnitudini. Vedi una curva di luce.