Stelle di Orione
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Betelgeuse è la decima stella del cielo quanto a splendore (o l’undicesima, essendo una variabile la posizione in questa classifica non è stabile) e, malgrado sia una delle più famose tra le giganti rosse, il suo colore è in effetti piuttosto un arancione dorato. Il nome, di origine araba (Ibt al Jauzah), significa l’Ascella del Gigante. Gli Arabi la chiamarono anche Al Mankib (la Spalla), Al Dhira (il Braccio) a Al Yad al Yamna (la Mano Destra).

Betelgeuse è l’unica variabile tra le stelle di 1^a magnitudine, e la sua variabilità è stata registrata per la prima volta da John Herschel in “Outlines of Astronomy”: egli annovera a Orionis tra le stelle variabili in una tabella nella quale indica se stesso come autore della scoperta[1]. E nel testo, a pag. 472 della quarta edizione, si legge: “Le variazioni di a Orionis, che furono estremamente vistose negli anni tra il 1836 e il 1840, negli anni da allora trascorsi sono divenute molto meno cospicue. Sembra che adesso - gennaio 1849 - siano ricominciate”. In effetti nel 1852 Herschel pensava che Betelgeuse fosse la stella più grande dell’emisfero boreale.

Le variazioni di Betelgeuse non sono regolari, e i suoi massimi hanno raggiunto negli anni magnitudini diverse: il più delle volte tocca magnitudine 0,4 e appare poco meno brillante di Rigel; ma nel 1839 e nel 1852 fu considerata da molti osservatori uguale a Capella (V: 0,08). Secondo osservazioni sicuramente attendibili (AAVSO) nel 1933 e nel 1942 ha toccato magnitudine 0,2. Al minimo dello splendore Betelgeuse è scesa, nel 1927 e nel 1941, sotto magnitudine 1,2.

Betelgeuse è una stella pulsante, le cui dimensioni variano irregolarmente con variazioni che possono arrivare al 60% durante l’intero ciclo; e poiché, così come aveva ipotizzato Herschel, Betelgeuse è una delle stelle più grandi che conosciamo, queste variazioni possono comportare differenze di raggio superiori al raggio dell’orbita terrestre! Si calcola che il diametro di questo gigante sia, quando é al minimo di una delle sue pulsazioni, paragonabile all’orbita di Marte, mentre, quando è al massimo, può oltrepassare le dimensioni di quella di Giove. Questa stella è così grande (anche se non la più grande in assoluto tra quelle che conosciamo) che già alcuni decenni or sono, con mezzi di gran lunga inferiori a quelli attuali, si era in grado di misurarne un’estensione apparente, che Burnham stimava in 0,05” (il potere risolutivo teorico dello specchio di 5 metri di Monte Palomar era 0,02”). Il Telescopio Spaziale Hubble ha ripreso, alla fine degli anni '90, quella che è la prima immagine diretta della superficie di una stella diversa dal nostro Sole.

Recentemente, grazie alle tecniche interferometriche, sono state trovate due compagne vicinissime e debolissime di Betelgeuse (inutile tentare di separarle visualmente). Nel 1982 Karovska ha trovato una stella di magnitudine 14,50 ad una distanza di 0,5” dalla primaria, in PA 265°. Nel 1983 il PA era salito a 278°.

Rijl Jauzah al Yusra, la Gamba Sinistra del Gigante: questa è, secondo Allen, l’origine araba del nome di una delle stelle intrinsecamente più splendenti del cielo. Originariamente fu chiamata Algebar ed Elgebar, e anche Algibbar e Rigel Algeuze. Il nome Rigel, oggi universalmente usato, appare per la prima volta nelle Tavole Alfonsine nel 1521[2].

Secondo il criterio col quale Bayer attribuiva le lettere greche alle varie stelle di ogni costellazione, Rigel dovrebbe essere la stella più splendente di Orione dopo Betelgeuse, che lo stesso Bayer indicò con la lettera a. In realtà, Rigel ha una magnitudine visuale di 0,12 contro lo 0,7 medio di Betelgeuse, che è variabile e solo raramente raggiunge il valore di 0,1. In effetti, quindi, la stella più brillante della costellazione è Rigel.

L’eccezionale splendore di Rigel (tipo spettrale B8 Ia) non è dovuto, al contrario della maggior parte delle stelle più brillanti dei nostri cieli, alla vicinanza, ma proprio al fatto che è intrinsecamente una stella straordinariamente luminosa. Infatti è talmente lontana che il suo moto proprio appare del tutto irrilevante. Il suo spettro ci dice che la sua temperatura superficiale deve aggirarsi sui 12.000 K, la sua magnitudine visuale assoluta intorno a –7,1. La distanza da noi, in base a questi dati, dovrebbe essere di 900 a. l., e il suo splendore 57.000 volte quello del Sole. Si trovasse alla distanza di Sirio, la sua luce sarebbe non molto inferiore a quello della Luna Piena: il nostro cielo invernale sarebbe del tutto diverso, non sarebbe mai veramente buio. Lo splendore di Rigel è dovuto, ancor più che alla sua temperatura superficiale, alle sue dimensioni: la stella ha infatti un diametro che è ben 77 volte maggiore di quello del Sole.

Rigel ha una compagna, scoperta da W. Herschel nel 1781; è difficile da osservare, essendo molto più debole della primaria anche se non debolissima (V: 6,7); la separazione è 9,5” in PA 202°. Per vederla occorre almeno un rifrattore da 10 cm, e bisogna che il cielo non sia del tutto buio (crepuscolo o Luna Piena) in modo da attenuare lo splendore di Rigel.

Distanza angolare e angolo di posizione sono rimasti invariati per oltre un secolo, ma le due stelle sembrano avere le stesse caratteristiche dinamiche (assenza di moto proprio misurabile e velocità di recessione intorno ai 20 km/s), per cui tutto sommato sembra che siano fisicamente collegate. La compagna, reale o apparente che sia, è a sua volta doppia. La duplicità è stata scoperta spettroscopicamente (spettro complessivo B9 e periodo 9,86 giorni). Burnham (1871) ed altri già nel secolo scorso affermarono di averla vista come doppia (tra questi, Barnard). Van Biesbroeck, invece, non riuscì a separarla col grande rifrattore di Yerkes, il più grande del mondo.

Bellatrix, la Guerriera, deriva da una traduzione piuttosto disinvolta, data nelle Tavole Alfonsine, del nome arabo Al Najid, il Conquistatore. La stella è circondata da una fioca nebulosità, che non è altro che una regione debolmente illuminata della vasta area nebulosa che riempie buona parte della costellazione di Orione, e che naturalmente si rende visibile in prossimità delle stelle più brillanti.  

Al Mintakah: la Cintura: la più occidentale delle tre splendenti stelle che formano la Cintura di Orione. Si tratta di una gigante blu, membro dell’Associazione di Orione. E’ una binaria ad eclisse con un periodo di 5,7325 giorni, e variazioni di luce di meno di 0,2 magnitudini. Le componenti sono di tipo spettrale, rispettivamente, O9,5 II e B0II-III; gli indici di colore sono –0,22 e –0,16; l’eccentricità dell’orbita è di 0,08, con la primaria a circa 8 miliardi di km dal centro di gravità del sistema. C’é anche una compagna visibile di magnitudine 6,85 e tipo spettrale B2V, a 52,8” in PA 359°.   

Una Cintura di Perle: la stella centrale nella Cintura di Orione. Anche questa è una stella supergigante, membro insigne dell’Associazione di Orione. La stella é avvolta nella debole nebulosità NGC1990, parte integrante della diffusa nebulosità presente in buona parte della costellazione. Nel 1879 S. W. Burnham ha trovato una compagna (V: 10,50) separata di 179,9” in PA 57°.

Alnitak è la più meridionale tra le tre stelle che compongono la Cintura di Orione (le altre due sono e e d). Il nome le deriva appunto da un termine arabo che significa Cintura. Si tratta di una stella per molti versi peculiare. Al telescopio appare come un sistema triplo; la primaria ha uno spettro del tipo O9,5Ib, che la classifica come una supergigante molto giovane ed eccezionalmente luminosa. La compagna più lontana (V: 10) ha una separazione dalla primaria di 57,6”. Non è certo che le due stelle formino un sistema fisico; la primaria però a sua volta è doppia: la stella di tipo O ha magnitudine 1,91, mentre la compagna (V: 5,5) è separata di soli 2,4” e sembra (non c’è accordo totale in merito) di tipo spettrale B3. Queste due stelle formano quasi certamente un sistema fisico, ma il periodo orbitale, ancora non noto, deve essere di molte centinaia d’anni (vedi il grafico di una possibile orbita). L’effettiva distanza tra le due stelle dovrebbe aggirarsi intorno al migliaio di UA.

Alnitak è circondata da diversi oggetti celesti estremamente interessanti: 15’ ad est-nordest c’è la bella nebulosa ad emissione NGC2024, detta anche Nebulosa fiamma per il suo caratteristico aspetto; un po’ più a sud ci sono le nebulose a riflessione IC435 ed NGC2023, che circondano due stelle (V: 8,3 e 7,8), che si proiettano su uno sfondo oscuro, creato da un’immensa nube di polveri. Questa termina verso ovest con un lungo bordo netto delineato dalla nebulosa ad emissione IC434, sulla quale si proietta una propaggine della grande nube oscura: B 33, la famosissima Nebulosa Testa di Cavallo. Purtroppo, tutti questi oggetti, splendidi in fotografia, sono praticamente inaccessibili alla semplice osservazione visuale.

Occasionalmente è stata chiamata Saiph, da Saif al Jabbar, la Spada del Gigante. Questa designazione, però, dovrebbe indicare un altro gruppo di stelle che si trova 3,7° a sudest di questa, che per Plinio formavano una costellazione a parte: la Ensis di Cicerone. Doppia stretta e difficile. Le magnitudini sono 3,8 e 4,8, ed entrambi i membri sono stelle blu-bianche.

La primaria é anche una binaria spettroscopica con una curva di luce del tipo delle b Lyrae, con un periodo di 7,98922 giorni. Le variazioni della velocità radiale in un periodo di 9,2 giorni indicano la presenza di una quarta stella nel sistema.

Questa stella era chiamata dagli Arabi Na’ir al Saif, la Splendente della Spada: si trova circa 1° a sud della Grande Nebulosa e determina l’estremità meridionale della Spada di Orione. E’ una stella multipla, abbastanza accattivante nei piccoli telescopi. La primaria (V: 2,8; spettro: O5); la compagna (V: 6,9; spettro: B9) più vicina ha una separazione di 11,5” in PA 141°; a 49,5” in PA 103° (1904) c’è la terza stella (V: 11). In aggiunta alla tripla visuale, la primaria si mostra come binaria spettroscopica, con un periodo di 29,136 giorni. Da quando le tre stelle sono state misurate da F. W. G. Struve, nel 1831, non ci sono stati cambiamenti di rilievo nelle posizioni.

Nello stesso campo di i Ori (circa 8’ a sudovest) si trova un’altra facile doppia, S 747: 36” di separazione in PA 223°, V 4,8 e 5,7, entrambe bianco-blu (B1). 

Il nome Saiph le fu dato da Piazzi e deriva dalla designazione araba della spada di Orione; in realtà gli Arabi la chiamavano, a quanto riferisce Allen, Rijl Jauzah al Yamna, la Gamba Destra del Gigante. Infatti le antiche rappresentazioni della costellazione la ponevano nel ginocchio destro di Orione (il sinistro nell’Uranometria di Bayer, che rappresenta Orione di spalle). E’ una delle numerose supergiganti che formano l’associazione OB1 di Orione; la sua luminosità supera quella del nostro Sole di molte migliaia di volte; la sua temperatura superficiale è di circa 27.000 K.

Meissa rappresenta la Testa del gigante Orione. E’ una bella doppia per piccoli telescopi, misurata per la prima volta da F. G. W. Struve nel 1821 (secondo il WDS; secondo Burnham nel 1830). Al momento della prima misurazione la separazione era di 4,4” in PA 43°. Nel 1987 i dati non apparivano cambiati. Le magnitudini individuali sono rispettivamente 3,70 e 5,60. Gli spettri, O8 e B0,5V. Se si tengono presenti gli spettri delle due stelle, può colpire le valutazioni dei colori che sono state date nel tempo dagli osservatori: T. W. Webb li definì giallo e porpora, altri giallo e rosso. R. H. Allen li disse bianco pallido e violetto, il che sembra decisamente più aderente alla realtà. Sono state trovate altre due stelle, molto più deboli e lontane: un terzo membro (V: 10,72) si trova a 28,6” in PA 184°; un quarto (V: 11,20) è a 78,3” in PA 271°. Nessuna delle due stelle ha mostrato, dal momento della scoperta (rispettivamente 1880 e 1905) variazioni nelle separazioni e nei PA.

Si tratta di un sistema multiplo, formato da almeno 5 membri. Il sistema principale, AB (b 1032, vedi il grafico dell’orbita),  è di tipo spettrale complessivo B0, con la primaria di magnitudine 4,0 e la compagna di magnitudine 6,0. Ad 11,4” c’è una terza componente (S 762) di magnitudine 10,3 in PA 238°. La quarta compagna (V: 7,5, PA 84°) si trova a poco meno di 13”, la quinta (V: 6,5) a 43” circa in PA 61°.

s Orionis è la stella o, come abbiamo visto, il sistema, che con la sua intensa radiazione ultravioletta eccita la nebulosa IC434, che fa da sfondo rossastro alla splendida e suggestiva nebulosa oscura Testa di Cavallo.

Si tratta di una brillante variabile a lungo periodo del tipo Mira, scoperta da J. Gore nel 1885. Ha un’ampiezza di variazione di oltre 12 magnitudini: da 4,8 a 13,00. Quando si trova al massimo, è più luminosa di 57 Ori (V: 5,92), che si trova 28’ circa a sud-sudovest. Al minimo, richiede strumenti non piccolissimi per essere osservata. Il periodo medio è di 368,3 giorni. Ad appena 45” est-sudest di U Ori c’è UW Orionis, binaria a eclisse del tipo di b Lyrae con periodo di 1,0080525 giorni e intervallo di magnitudini da 11,1 a 11,6.

Una doppia, registrata da F. G. W. Struve nel 1831. La separazione è di 21,3” in PA 260°, e le reciproche posizioni non erano mutate fino al 1973. Le magnitudini individuali sono, rispettivamente, 6,66 e 7,03 e il tipo spettrale, identico per entrambe le stelle, B9 Vn. Le magnitudini e la separazione ne fanno un bersaglio facile per i binocoli astronomici.

Altra doppia adatta ai binocoli: le magnitudini individuali sono 6,24 e 7,87 e i tipi spettrali B8V. La separazione nel 1973 era di 14,6” in PA 51°, pochissimo variata dal tempo della misurazione di F. G. W Struve nel 1832.

Una brillante gemma color oro aranciato, che in un binocolo fa un bel contrasto con l’azzurra (tipo O9,5) Mintaka (d Ori). E’ a sua volta doppia, con una compagna di magnitudine 9,70 a 12,7” in PA 87°. La primaria è inoltre registrata come variabile di tipo indeterminato dal General Catalogue of Variable Stars; ma la variabilità non è stata in effetti confermata.