Stelle del Serpente
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Il nome viene dall’Arabo, e significa il Collo del Serpente; la stella é stata in passato chiamata anche Cor Serpentis (il Cuore del Serpente). Il Serpente, in questo caso, é il simbolo di Esculapio, dio greco della medicina, che in cielo é rappresentato da Ofiuco. Come sappiamo, la costellazione del Serpente é divisa in due parti da quella di Ofiuco; Unukalhai si trova nella porzione occidentale (Serpens Caput). E’ una gigante gialla la cui temperatura superficiale si aggira sui 4.200 K. Poco più di 7.5° a sudovest di questa stella c’é lo splendido ammasso globulare M5.  

Questa é la stella che indica la Testa del Serpente. Ha una compagna di magnitudine 9,96 separata di 30,6” in PA 265°, scoperta da F. G. W. Struve nel 1832. Lo spettro della compagna é dK3 (nana gialla con circa 1/6 della luminosità del Sole). Lo Sky Map segnala una terza stella, separata di circa 200” in PA 210° (V: 10,70). Circa 27’ ad ovest-sudovest (precisamente, in direzione 255°) di b Ser c’é un’altra debole stella doppia (ROE 75), formata da due stelle rispettivamente di magnitudine 8,20 e 10,51, spettri G0V (nane gialle; le coordinate sono: a: 15h 44m 22s; d: +15° 17’ 59”). Questo gruppo mostra lo stesso moto proprio di b Ser, dimostrando di esserle fisicamente connesso. La separazione dalla primaria di 1,642” indica una distanza effettiva di oltre 50.000 UA. L’intero gruppo, a sua volta, mostra lo stesso moto nello spazio di Sirio. Poco più di 1° ad est-sudest di b c’é la bella variabile a lungo periodo R Ser, una delle più interessanti per gli strumenti amatoriali.  

Si tratta di un sistema multiplo (ABCD) i cui due membri principali, di magnitudine 4,2 e 5,2 furono scoperti da F. G. W. Struve nel 1833. Le altre due sono di magnitudine 14,7 e 15,0, poco interessanti per gli astrofili. Vedi il grafico dell’orbita (periodo oltre 3.000 anni). La primaria é anche una variabile del tipo d Scuti, con ampiezza di variazione 0,05 magnitudine e periodo 0,134 giorni. 

Al contrario di Unukalhai, h Ser si trova nella metà orientale della costellazione (Serpens Cauda). Viene riportata una compagna (probabilmente soltanto ottica, V: 12,10) scoperta da F. G. W. Struve nel 1836. Sia la primaria che la compagna sono binarie ad eclisse. La mappa che mostriamo invita all’osservazione dell’elusivo piccolo globulare NGC6535, una vera sfida per i telescopi amatoriali (V: 10,6; Ø: 3’); inoltre la sua classificazione (Shapley) é XI, cioè estremamente poco denso: occorrono dunque aperture di tutto rispetto e cieli veramente bui. Se ci sono le condizioni, localizzarlo non é difficile: basta salire da h Ser di poco meno di 3° in declinazione (fino all’equatore celeste) e poi andare verso ovest per 4,5°.  

Il nome probabilmente le deriva da un termine arabo che significa Serpente: la stella  rappresenta la punta della coda del Serpente. E’ una bella doppia per piccoli strumenti (scoperta da F. G. W. Struve nel 1822), e già un buon binocolo é in grado di separarla. I due membri sono separati di 22” ed hanno magnitudini individuali 4,62 e 4,98.  

La più brillante tra le variabili a lungo periodo del Serpente (tipo Mira), e la sola che abbia raggiunto, almeno in un’occasione, la visibilità ad occhio nudo. Si trova 1,2° ad est-sudest dalla b Ser, per la precisione quasi a metà strada tra b e g e appena 25’ a sud della linea ideale che unisce queste due stelle.  

Come si vede nella mappa, si trova vicino al confine tra Serpente e Sagittario, a meno di 3° sia da M16 che da M17. La stella fu scoperta nel 1907 da A. J. Cannon ad Harvard, e fu catalogata sul momento come binaria ad eclisse, con un periodo di 14,1 giorni. Ma le irregolarità della sua curva di luce ne fanno un oggetto decisamente difficile da inquadrare. I primi studi accurati sulla stella, nel 1927, mostrarono variazioni ed irregolarità veramente stupefacenti: non soltanto si trovarono ben due minimi secondari tra le eclissi principali, ma la curva di luce del sistema mostra variazioni irregolari e cambiamenti della profondità dei minimi assolutamente impredicibili. Lo studio dello spettro della stella, portato avanti per un periodo di 9 anni, mostrò caratteristiche simili a quelle delle cefeidi. Secondo S. Gaposchkin, che effettuò nel 1937 un accurato studio su una gran quantità di lastre raccolte ad Harvard per un periodo di una quarantina d’anni, W Ser mostra tre tipi di variazioni: è una binaria a eclisse con un’ampiezza di variazione di circa 0,9 magnitudini ed un periodo medio di 14,15326 giorni; presenta poi delle variazioni intrinseche di corto periodo con un’ampiezza di circa 0,2 magnitudini ed un periodo medio che è uguale, o è esattamente la metà, del periodo dell’eclisse; inoltre ha delle fluttuazioni di lungo periodo, con un’ampiezza di circa 0,6 magnitudini e un periodo di circa 270 giorni. E’ evidente dunque che almeno una delle componenti del sistema deve essere intrinsecamente variabile; qualcuna delle variazioni irregolari può essere dovuta all’interazione fra le stelle e un involucro di gas e polveri che le avvolge. Gli studi più recenti fanno pensare che si tratti di un sistema  simile a quello di b Lyrae.

Si tratta di una particolare variabile, classificata generalmente come nova lenta, anche se alcuni studiosi hanno messo in dubbio che possa effettivamente trattarsi di una vera nova. La stella si trova circa 1° nord-nordovest dalla 56 Serpentis, e circa 6° sud-sudovest dalla celebre nova ricorrente RS Ophiuchi. Fu scoperta indipendentemente da Wolf in Europa e da Barnard a Yerkes. Fu notata dapprima come una stella di magnitudine 13,9 in una lastra ripresa nel luglio 1909: in lastre precedenti, che registravano fino a magnitudine 16, essa non compariva. Aumentò di splendore lentamente, raggiungendo magnitudine 11 nel 1910, e nel 1913 toccò la 9^a magnitudine. Quindi, mantenne questo splendore per più di dieci anni. Altrettanto lentamente incominciò a indebolirsi: nel 1930 era di magnitudine 10, nel 1935 era scesa ad 11, nel 1940 a 14. Dal 1963 la stella ha declinato ulteriormente, tornando all’originale magnitudine 16.

Secondo C. P. Gaposchkin le caratteristiche spettrali di RT Ser mostrano i caratteri essenziali della nova, anche se questi sono realmente divenuti evidenti abbastanza tardi nella storia della stella: soltanto dopo che era ridiscesa alla 14^a magnitudine. Ma forse la caratteristica più bizzarra di questa stella sta nella completa assenza di un’elevata velocità di espansione: le velocità radiali rilevate sono sempre risultate positive, con una recessione di circa 100 km/s. Una tipica nova mostra delle linee spettrali con un marcato blue shift che rivela l’eiezione di materia a velocità di molte centinaia di km/s. RT Ser è l’unica nova che non mostri tale caratteristica. E allora: stiamo parlando di una vera nova, o di qualche altro tipo di esplosione stellare, magari di uno di quegli eventi da cui originano le nebulose planetarie?