Stelle della Poppa
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L’attribuzione delle lettere di Bayer e dei numeri di Flamsteed alle stelle della costellazione della Nave era già consolidata da secoli, per cui si trovò più pratico lasciare le vecchie denominazioni. Così, essendo toccata Canopo (a Navis, oggi a Carinae) alla costellazione della Carena, la Poppa é priva di una stella denominata a: e, in effetti, la sua stella più brillante è z Puppis: una supergigante azzurra, una tra le più luminose note nella nostra Galassia, paragonabile a Rigel: da 20.000 a 60.000 volte più luminosa del Sole, e se la sua distanza non fosse di 1.500 a. l. splenderebbe più di ogni altra stella. Si trovasse alla stessa distanza di Vega, il suo splendore supererebbe quello di Venere di 12 volte!

La stella si trova in un campo ricchissimo della Via Lattea, e uno strumento a largo campo permette di osservare più di un oggetto interessante spostandosi di poco attorno. A soli 2,5° nordovest vi é lo splendido ammasso galattico NGC2477, e proseguendo sulla stessa linea (appena appena un po’ più a sud) c’é l’altro ammasso NGC2451, di magnitudine 2,8 ed esteso per 45’.

E’ una gigante azzurra, sita quasi al confine con la costellazione della Colomba, tanto che é quasi sullo stesso parallelo della h Col, che è gialla (K0), appena un po’ meno brillante e si trova 7° ad ovest.

Supergigante gialla, con una compagna di magnitudine 13 che però potrebbe non essere fisicamente connessa alla primaria. Questa é inoltre una binaria spettroscopica. L’ammasso aperto M93 si trova  meno di 1.5° a nordovest dalla stella.

I dati relativi a questa stella sono abbastanza contraddittori: essa viene infatti riportata come gigante di M_V -0.5 nello Sky Catalogue 2000.0, e così viene considerata nel Burnham’s Celestial Handbook. La parallasse di 0,032”, riportata dallo Yale Bright Star Catalog dà una stima della distanza in 31 pc (circa 100 a. l.). I dati di Hipparcos, decisamente più attendibili, forniscono però una parallasse più piccola di un ordine di grandezza: la distanza diventa allora 10 volte maggiore, anche se con una possibilità di errore del 15-20%; e la stella non è più una semplice gigante, ma una supergigante.

L’intenso giallo-arancio della stella offre un gradevole contrasto con l’azzurro delle due componenti del sistema NV Pup, che si trovano 27’ a nord-nordest. Questo è un sistema molto interessante, formato da due stelle separate di ben 239,9” (PA 97°). La primaria è una variabile del tipo g Cas ed ha una magnitudine che oscilla tra 4,58 e 4,78. Il tipo spettrale è B2V. La compagna è a sua volta variabile, del tipo b Cep, con una magnitudine di 5,11 e variazioni di circa 0,07 magnitudine; tipo spettrale: B3V; del sistema fanno parte altre due stelle: una di magnitudine 8,7 si trova a 117,8” dal membro B, in PA 216°; l’altra, di magnitudine 9,1, si trova a 3,0” dal membro C, in PA 211°; gli spettri di queste due stelle sono di tipo A0/1V.

E torniamo alla p Pup: anch’essa ha una compagna, di cui Hipparcos nel 1991 ha misurato una separazione di 0,72” in PA 148°; la magnitudine è circa 8; lo spettro non è stato determinato, ma l’indice di colore (B-V) di 0,13 la qualifica come stella bianca.

Si tratta di una delle più brillanti e meglio conosciute esempi di variabile del tipo d Scuti, una classe di variabili abbastanza rare simili alle RR Lyrae, ma con periodi più corti e ampiezze di variazione minori. Dal punto di vista visuale la stella ha variazioni praticamente inapprezzabili, dato che varia soltanto tra 2,72 e 2,87. Inoltre, ha uno dei periodi più corti tra le variabili pulsanti: 3h 23m. L’ammasso aperto M93 si trova quasi sullo stesso parallelo di r Puppis, poco più di 5° ad ovest.  

Si tratta di una stella doppia, la cui separazione non è cambiata dal tempo della scoperta (Dunlop, 1836): è di 22,2” in PA 74° (controllato fino al 1980). Le magnitudini individuali sono rispettivamente 3,25 e 8,81. La primaria è una binaria spettroscopica con un periodo di 257,8 giorni (Burnham).

Binaria spettroscopica: periodo 1066,0 giorni.

L2 Pup é notevole, più che come stella doppia, come stella variabile. Come doppia (magnitudine della compagna: 9,50; separazione 62”) é stata osservata da John Herschel, ma oggi non é considerata doppia fisica. E’ una delle stelle variabili rosse più brillanti, classificata a volte semiregolare, a volte variabile a lungo periodo (tipo Mira).

Scoperta da Gould nel 1872, il suo periodo medio é di 140,6 giorni ed é visibile ad occhio nudo per buona parte del ciclo: al minimo scende di pochissimo sotto magnitudine 6, mentre al massimo occasionalmente é arrivata a toccare persino magnitudine 2,6 anche se abitualmente non supera magnitudine 3,5. La curva di luce é insolitamente simmetrica: ciò significa che il tempo che la stella impiega per salire dal minimo al massimo e quello che impiega per tornare al minimo sono pressoché identici. Quando la stella é al massimo dello splendore, la classe spettrale é M5IIIe. Purtroppo la sua declinazione ne fa un oggetto praticamente inosservabile alle nostre latitudini.

E’ un interessante esempio di binaria ad eclisse del tipo b Lyrae, ma é troppo bassa in declinazione per le nostre latitudini (solo 3° circa sopra l’orizzonte a Palermo).  

Benché oggi sia praticamente inosservabile per gli astrofili, essendo scesa sotto magnitudine 17, la nova Puppis 1942 é importante dal punto di vista storico, dato che é arrivata a toccare magnitudine 0,3 circa. Si trova a circa 5° nord-nordest della z Pup. Fu scoperta da diversi osservatori nella stessa notte dell’8 novembre 1942. La mattina del 9 era di magnitudine 1 circa, e il giorno dopo la stella toccava il massimo. Cominciò a scemare di splendore rapidamente, al ritmo di circa 0,5 magnitudine al giorno, e alla fine di novembre era invisibile ad occhio nudo. Si tratta pertanto di un esempio di fast nova: le slow novae, come DQ Herculis, possono rimanere intorno al massimo per diverse settimane. Lo splendore di praenova di CP Pup non é ben noto, dato che non esistono precedenti lastre della regione che mostrino stelle vicine a magnitudine 18.