Stelle della Lira
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Vega é la quinta stella in cielo quanto a splendore, superata di pochissimo da Arturo, ed é la più brillante fra le tre stelle del cosiddetto “triangolo estivo (le altre due sono Altair e Deneb). Il nome deriva dall’Arabo Al Nasr al Waki (l’Aquila in picchiata).

Distante poco più di 25 a. l., Vega ha una luminosità che supera di quasi 50 volte quella del Sole. E’ una stella del tipo di Sirio, con una temperatura superficiale di circa 9.200 K; la sua massa é circa 3 volte quella solare, mentre la densità é circa il 20% di quella del Sole. In moto proprio é 0,35” all’anno in direzione 36°. A causa della precessione degli equinozi, Vega si é trovata ad essere nella posizione di stella polare circa 12.000 anni fa, e si troverà nuovamente in una simile posizione fra circa altri 10.000 anni. Quando si troverà in quelle condizioni, la sua distanza dal polo nord sarà di circa 4,5°, mentre quella attuale é di circa 51°

Vega é la prima stella che sia mai stata fotografata: la storica fotografia (ottenuta con il sistema del dagherrotipo) fu effettuata, nella notte fra il 16 e il 17 luglio del 1850, presso l’Osservatorio di Harvard con il rifrattore da 15 pollici ed un’esposizione di 100 secondi.

Vega manifesta una modesta variabilità, ed ha una compagna ottica, una piccola stella azzurra di magnitudine 10 distante circa 1’: non si tratta di un gruppo fisico, infatti la piccola compagna si allontana gradualmente a causa del notevole moto proprio di Vega: la separazione, che era di 43” nel 1836, era di 63” nel 1950. C’é una terza stella, di magnitudine 12, sempre a poco meno di 1’; anche questa terza stella va gradatamente allontanandosi a causa del moto proprio di Vega, quindi neanche questa é una compagna fisica.

Il nome Sheliak deriva, secondo Allen, dall’arabo Al Shilyak, uno dei nomi arabi dello strumento musicale rappresentato dalla costellazione.

Variabile: intervallo di magnitudine 3,4-4,3; si tratta di una variabile a eclisse, formata da due corpi luminosi di misure diverse molto vicini tra loro e di forma ellissoidale (a causa delle forze mareali). E’ un sistema eccezionalmente interessante, che potrebbe anche essere costituito da più di due corpi. Le variazioni di luce sono soggette a due minimi disuguali (V: 3,8 e 4,1) separate da due massimi uguali (3,4) in un ciclo di 12,9080 giorni. Queste variazioni furono scoperte da Goodricke nel 1784, grazie ad osservazioni effettuate ad occhio nudo. Goodricke, giovane genio sordomuto prematuramente scomparso a soli 22 anni, aveva ben compreso anche il meccanismo che causa la curva di luce di Algol: ma fu avversato e sottovalutato dai contemporanei.

Altre interessanti caratteristiche di questo sistema vengono fuori dall’analisi spettroscopica; oggi, grazie soprattutto alla ricerche di Otto Struve, ci si può fare un quadro del genere: b Lyrae è, come abbiamo detto, un sistema di due stelle ellissoidali, con diametri e masse molto maggiori di quelli del Sole, in rapidissimo moto di rivoluzione attorno al comune centro di massa. Entrambe le stelle sono bianche, anche se una bluastra e l’altra giallastra. Nel piano equatoriale delle due stelle si sviluppano due anelli rossastri di gas, prevalentemente idrogeno, collegati da una specie di enorme ponte gassoso, anzi due enormi ponti affiancati, formati da materia che le due stelle si scambiano vicendevolmente. Entrambe le stelle sono immerse in un immenso involucro in espansione o forse una spirale rossastra che si espande svolgendosi, sempre più ampia e debole, per centinaia di milioni di km nello spazio intorno alle due stelle, fino a distanze paragonabili a quelle del nostro sistema solare. Vedi la curva di luce della b Lyrae insieme al modello del sistema; come già detto, la variazione luminosa è stata interpretata come dovuta a due stelle ellissoidali, che ruotano l’una attorno all’altra volgendosi sempre lo stesso emisfero, e che osserviamo da una posizione prossima al piano dell’orbita (Sole in scala). 

Secondo Allen, il nome deriva da un’altra designazione araba dell’intera costellazione. Questa stella offre il paragone più adatto per valutare le variazioni di luce della vicina Sheliak (b Lyrae).

Più o meno a metà strada fra le due stelle (un po’ più vicina a Sheliak) c’è la famosa nebulosa planetaria M57, molto piccola ma luminosa. Sulafat ha una compagna di 12° magnitudine, che però è soltanto prospettica.

Si tratta di un’ampia doppia, separabile anche ad occhio nudo. d₁ ha magnitudine 5.5, blu-bianca; d₂ è una variabile irregolare (ampiezza di variazione: magnitudine 4,5-6,5), colore rosso-arancio. d₁ è anche una binaria spettroscopica, periodo 245 giorni.

e Lyrae è uno dei più famosi esempi di stelle multiple di tutto il cielo, un sistema doppio due volte. Si trova con facilità 1.5° a nordest di Vega, e ad occhio nudo appare come una stella singola, anche se alcuni osservatori dall’occhio d’aquila affermano di essere riusciti a separarla ad occhio nudo. In ogni caso, basta un binocolo da teatro a mostrare due stelle. Un piccolo telescopio, il classico rifrattorino da 60 mm, ognuna di queste due stelle viene a sua volta separata: una coppia di magnitudine 4,6 e 6,3, separata di 2,9”, l’altra magnitudine 4,9 e 5,2, separate di 2,3”. Il sistema fu scoperto nel 1779 da Christian Mayer. Vedi i grafici delle orbite di epsilon₁ e di epsilon₂.

Multipla; la coppia principale è estremamente difficile a causa della debolezza della compagna, (V: 15,8): fuori dalla portata dei normali strumenti amatoriali. Comunque la separazione è di 25,5” in PA 50°. Il terzo membro (V: 13,30) è separato di 46,1” in PA 272°. La primaria è binaria spettroscopica, e, a parte le compagne debolissime, forma una facile doppia con z₂ Lyr, da cui è separata di 43,7” in PA 150°.

La compagna più brillante della stella di cui sopra.

RR Lyrae si trova vicino al confine tra la Lira e il Cigno, circa a un terzo della distanza tra le due componenti della d Cygni e Vega. E’ l’esempio tipico di una nutritissima classe di stelle variabili pulsanti che hanno molto in comune con le cefeidi (e sono dette infatti Cefeidi degli ammassi, grazie alla loro notevole frequenza negli ammassi globulari: ma si trovano anche fuori dagli ammassi stessi, e la stessa RR Lyrae non fa parte di alcun ammasso), ma presentano periodi più corti e luminosità inferiori. In generale, queste stelle sono caratterizzate da periodi più corti di un giorno, anche se se ne sono trovate con periodi di 1,35 giorni.

Come già detto, queste stelle sono comuni soprattutto negli ammassi globulari; ma non sono rare al di fuori di esse; nessuna di esse, comunque, é abbastanza vicina da essere visibile ad occhio nudo. RR Lyrae stessa (scoperta ad Harvard nel 1901) é il membro più luminoso della sua classe, e raggiunge a malapena magnitudine 8.

Le variabili del tipo RR Lyrae ricordano le cefeidi nella precisa regolarità delle pulsazioni e nella forma generale della loro curva di luce. In base alle curve di luce, le RR Lyrae vennero divise in tre (ora ridotte a due) sottotipi diversi: in proposito vedi la scheda di w Centauri.

Vedi la curva di luce di RR Lyrae tracciata grazie alle misurazioni astrometriche del satellite Hipparcos. Come si vede, la sua magnitudine varia da circa 7,40 (con picchi a 7,20) a 8,10 circa. E’ una stella bianca, il cui tipo spettrale cambia da A ad F durante il ciclo di luce.

Variabile a lungo periodo (tipo Mira), periodo 197,88 (epoca: JD 2.445.084); intervallo di variazione da magnitudine 7,3 a magnitudine 13,0. Si trova proprio sul confine con la costellazione di Ercole, circa 1° a nordovest della k Lyr (spettro: K2; V: 4,3).

Bel colore rosso vivo. Si trova 2° a sud-sudovest di Vega. E’ una variabile irregolare (come molte altre stelle al carbonio) con ampiezza di variazione tra magnitudine 7,8 e magnitudine 9,6.

Variabile semiregolare, con ampiezza di variazione tra magnitudine 3,88 e magnitudine 5. Il periodo è di circa 46 giorni. Molto bella e facilmente osservabile con un semplice binocolo.

Stella multipla; la coppia principale nel 1991 era separata di 0,93” in PA 16°; le magnitudini sono 5,36 e 7,46; gli spettri, rispettivamente, G0V e K1V; le due stelle compiono una rivoluzione intorno al comune centro di massa in 61.203 anni. Ci sono almeno altre 4 stelle (la più brillante è di magnitudine 11) che sono o sono state considerate compagne di queste due, ma sono piuttosto distante e non sono con certezza compagne fisiche.

Stella doppia stretta: la separazione, di 0,8”, non è cambiata dal 1832, mentre il PA è passato da 106° a 73°. Le due stelle sono quasi gemelle (V: 8,0 e 8,1; spettro: A2IV). Il sistema si trova proprio sul confine con la costellazione di Ercole; ma dato che il moto proprio, oltre ad essere praticamente irrilevante, è comunque in direzione est, non c’è pericolo che, nei prossimi decenni, il gruppo cambi costellazione.