Stelle in Pegaso
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La stella indica l’angolo sudovest del Grande Quadrato di Pegaso, l’inconfondibile asterismo che rappresenta il corpo del Cavallo Alato. Il nome Markab (Flamsteed riporta Marchab) è il termine arabo che indica una sella, o un mezzo di trasporto; ma a questa stella sono stati attribuiti altri nomi: Matn al Faras, il Garrese del Cavallo; e Bayer la chiama Yed Alpheras, la Zampa del Cavallo; Kazwini la conosceva, insieme alla b, come Al Arkuwah, il Braccio della Croce. Allen riporta che,secondo studi di Brown, Markab, con g e z, formava l’asterismo mesopotamico Lik-bar-ra (o Ur-bar-ra), la Iena. Nell’antica Grecia questa stella indicava il dorso del cavallo alato, Pegaso appunto, la cui figura veniva rappresentata capovolta, col Grande Quadrato che ne costituiva il corpo. Per gli astrologi la stella preannunciava pericolo di morte derivante da armi da taglio o dal fuoco.

Markab è una gigante biancoazzurra la cui temperatura superficiale si aggira sui 10.000 K.

Marca l’angolo nordoccidentale del Grande Quadrato di Pegaso. Il nome oggi universalmente accettato, Scheat, viene adoperato da Tycho e, successivamente, da Piazzi nel Catalogo di Palermo; Bayer la chiama Seat Alpheras, Riccioli Scheat Alpheraz; tutte queste versioni potrebbero derivare dall’arabo Al Sa’id, la Parte alta della Zampa.

Scheat é una variabile rossa irregolare il cui comportamento ricorda molto quello di Betelgeuse, anche se molto in piccolo sia quanto a splendore che a dimensioni. Scheat varia da magnitudine 2.1 a 3.0 con periodo irregolare. Durante il ciclo varia anche in volume, e si calcola che le dimensioni massime che raggiunge equivalgano a 160 volte il diametro del Sole.

Tycho attribuì erroneamente questa stella alla costellazione dei Pesci. Essa contrassegna la punta estrema delle ali del Cavallo alato, motivo in più per dedurre la derivazione del nome Algenib dall’arabi Al Janah, l’Ala. Ma potrebbe derivare anche da Al Janb, l’Orlo. Insieme alle stelle Caph (b Cas) e Alpheratz (a And), Algenib costituisce il gruppo delle Tre Guide, che servono per stabilire la posizione della linea dell’ora zero di ascensione retta.

La stella rappresenta l’angolo sudest del Grande Quadrato di Pegaso. E’ una variabile del tipo della b Canis Majoris, con un periodo insolitamente breve (3 ore 38 min.); come in tutte le stelle di questo tipo, le variazioni luminose sono debolissime, solo qualche centesimo di magnitudine. E’ una subgigante biancoazzurra con una temperatura superficiale di circa 23.000 K.

Enif deriva dall’arabo Al Anf, il Naso: denominazione dovuta, ovviamente, alla posizione della stella nelle antiche raffigurazioni della costellazione.

La stella é una supergigante gialla con una temperatura superficiale di circa 4.000 K, lievemente variabile: appartiene alla classe di TZ Cas, supergiganti di tipo spettrale avanzato con ampiezze di variazione di circa 1 magnitudine nel visuale. Lo splendido globulare M15 si trova a soli 4° nordovest.

Il nome appare per la prima volta nel Catalogo di Palermo: Piazzi potrebbe averne coniato il nome dall’arabo Sa’d al Humam, la Stella Fortunata dell’Eroe, designazione di un asterismo in cui Ulugh Begh includeva la x Peg.

La stella ha una compagna (V: 11,60) scoperta da Burnham nel 1879, quando la separazione era di 64,3” e il PA 138°; nel 1925 la separazione era scesa a 62,1” in PA 140°; c’è anche un terzo membro (V: 11), anch’esso scoperto nel 1879: la separazione era di 77,0” in PA 52°, e da allora non è stato più controllato.

Al Sa’d al Matar, la Pioggia Fortunata. Si tratta di una binaria spettroscopica con un periodo di 818 giorni; la primaria si trova a circa 1 UA dal centro di gravità e la compagna é di tipo F. C’é anche una compagna visuale a 91”, che é a sua volta un sistema molto stretto (separazione 0,2”), ma quasi certamente si tratta di una relazione puramente prospettica. 4.5° a nord di Matar, ed un po’ più ad ovest, c’é la galassia spirale NGC7331.

E’ una binaria strettissima, misurata per la prima volta da S. W. Burnham nel 1880; ha un periodo di soli 11,52 anni, uno dei più rapide che si conoscano; V: 4,70 e 5,10; la separazione tra i due membri é attualmente di circa 0,2”: non é certo alla portata dei mezzi di un comune astrofilo. Vedi il grafico degli elementi orbitali.

Ancora un sistema binario molto stretto, con una separazione inferiore al secondo d’arco e un periodo di 140 anni. Le magnitudini sono 5,8 e 7,1. Vedi il grafico dell’orbita.

Anche questa é una nota binaria molto stretta: ha un’orbita di 26,27 anni e le magnitudine sono 5,8 e 8,9. La separazione é anche in questo caso inferiore al secondo d’arco. Vedi curva di luce.

Si tratta di uno dei più noti sistemi binari a eclisse nani, molto simile a W UMa. E’ facile da localizzare, prendendo Algenib come riferimento. Il sistema consiste di due nane, entrambe di tipo dF3, la cui separazione, da centro a centro, é di circa 2 milioni di km: il che vuol dire (visto che entrambe hanno diametri intorno al 60% di quello del Sole) che sono praticamente a contatto. Ciò implica, naturalmente, che ci debba essere uno scambio di materiale tra le due stelle, il che non può non avere conseguenze sulla successiva evoluzione stellare. Almeno in un caso (1951) é stato osservato un flare improvviso che ha alzato di 0,3 magnitudini lo splendore. Un oggetto come U Peg potrebbe rappresentare uno stadio antecedente rispetto alla classe delle SS Cyg o U Gem.

Il periodo orbitale del sistema è andato diminuendo dal momento della scoperta, il che sta a indicare che le masse delle due stelle sono state gradualmente alterate da uno scambio di materia. In effetti, un sistema binario di questo tipo presenta alcuni interessanti problemi: le due superfici stellari sono così vicine (praticamente a contatto) che lo scambio di materiale dev’essere veramente imponente, non solo con effetti considerevoli sulle variazioni delle relative masse e quindi sugli elementi orbitali, ma anche con conseguenze sulla successiva evoluzione stellare.

Questa stella abbastanza enigmatica si trova a circa 3,3° nord della brillante Enif (e Peg; V: 2,38; spettro: K2). E’ una variabile dal comportamento piuttosto stravagante, di classe non del tutto accertata, benché si propenda generalmente per l’attribuzione al tipo delle stelle simbiotiche (Z And). Lo spettro presenta le tipiche caratteristiche di una stella di Wolf-Rayet combinate con quelle di una stella di tipo M. La stella di Wolf-Rayet potrebbe essere il nucleo di una nebulosa planetaria. La distanza non è nota ed è certamente notevole, forse intorno ai 3.000 a. l.

Si tratta di un sistema triplo: la coppia principale mostra una separazione di 22,3” in PA 110° tra due stelle di magnitudini individuali, rispettivamente, 6,4 e 7,9 (tipi spettrali K0III + F7V, accattivante contrasto di colori); la compagna è a sua volta una doppia strettissima, formata da due stelle quasi gemelle (V: 8,6 e 8,8) separate di 0,2” in PA 29° (1969).

Decisamente difficile per uno strumento amatoriale, per potente che sia: le due componenti (V: 6,1 e 7,3; spettro: A8III o A8V + F6V) sono separate di appena 0,5” in PA 319°. Il periodo è stato calcolato in 216 anni.