Stelle nel Sagittario
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Il nome deriva dalla definizione di Ulug Beg: Rukbat al Rami, il Ginocchio dell’Arciere. Una stella decisamente debole per meritare l’attribuzione della lettera a, e troppo meridionale per essere osservata alle medie latitudini europee. In Sicilia è facilmente visibile, ma alle latitudini oltre i 50° nord è del tutto invisibile.

Urkab o Arkab, il Tendine che unisce il Polpaccio e il Tallone. E’ un’ampia doppia ad occhio nudo, i cui due membri sono separati di circa 20’ ed offrono un gradevole contrasto tra il biancoazzurro della più settentrionale e il giallo della più meridionale. b¹ è anche a sua volta una doppia telescopica (D 226), magnitudine 4,0 e 7,1, tipi spettrali B8 e A3, separazione 28,3” in PA 77° nel 1953, Facile per piccolissimi telescopi, ma troppo meridionale per osservatori più a nord della Sicilia.

La Punta della Freccia è una binaria spettroscopica, dunque non separabile visualmente. E’ la prima tra le stelle brillanti del Sagittario a fare la sua comparsa in cielo. Nei dintorni di questa stella si possono rintracciare diversi altri oggetti interessanti: a circa 50’ nord c’è la cefeide W Sgr, visibile ad occhio nudo; e meno di mezzo grado a nordovest ci sono due piccoli e remoti ammassi globulari, NGC6522 ed NGC6528 (Ø 3,7; V: 9,50); 1,5° a sudest c’è un altro globulare, NGC6558 (Ø 3,7’) e meno di 1° ad est di questo NGC6569 (Ø 5,8’; V: 8,70).

Il Centro dell’Arco: il suo nome è l’adattamento latino della posizione che occupa nel mezzo dell’arco del Sagittario. Il nome fu introdotto, così come molti altri nomi di stelle, dall’astronomo valtellinese Giuseppe Piazzi, fondatore e primo direttore del prestigioso Osservatorio Astronomico di Palermo. Il termine Kaus deriva da una parola araba che sta per Arco, mentre Borealis, Media, Australis, descrivono la relativa posizione delle stelle nella figura.

 E’ una stella abbastanza simile alla precedente (g), che segue da presso nel suo percorso celeste, e ne è molto più luminosa intrinsecamente, dato che si trova abbastanza  più lontana da noi, come risulta evidente dalle parallassi fornite da Hipparcos. Diversi cataloghi attribuiscono a questa stella delle deboli compagne, ma per nessuna di esse è stato trovato alcun indizio che si tratti di compagne fisiche e non semplicemente prospettiche.

E’ una gigante giallo-arancio di temperatura superficiale sui 4.100 K. Questa stella, come altre di tipo spettrale K3, mostra evidenti righe dei metalli neutri nello spettro. Pure caratteristiche di questa classe spettrale sono le righe di metalli ionizzati e le molecole dell’ossido di Titanio.

Circa 45’ a sudest dalla d Sgr c’è il debole e piccolo globulare NGC6624 (Ø: 5,9’; V: 8,32; Spec.: G3). Benché assai poco cospicuo visualmente, questo globulare è importante perché è uno dei pochi oggetti del suo genere che è anche sorgente di radiazione X.

La Parte meridionale dell’Arco. E’ la stella più brillante della costellazione. Anche questa stella ha un paio di compagne prospettiche di cui non vale la pena di parlare. A circa 35’ sudest c’è la nova V909 Sgr, che nel 1941 raggiunse magnitudine 6,8 circa; adesso è scesa fino a magnitudine 16, fuori dalla portata dei modesti telescopi amatoriali.

E’ una subgigante biancoazzurra oltre 300 volte più luminosa del Sole, con una temperatura superficiale di circa 10.000 K. L’osservazione con un binocolo consente di apprezzare il contrasto tra il suo azzurro e il giallo intenso delle stelle g e d.

Il Cavo dell’Ascella della Figura. Ascella è l’ultima, tra le stelle brillanti del Sagittario, ad attraversare il meridiano. Nel classico asterismo della teiera, contrassegna il punto più basso in cui il manico e il corpo della teiera si saldano assieme.

Splendido sistema binario (vedi il grafico dell’orbita), una coppia abbastanza stretta con periodo di circa 21 anni. La separazione richiede strumenti non piccolissimi, dell’ordine dei 200 mm. di diametro. Burnham ritiene entrambi i membri di tipo A2, anche se considera la primaria una gigante e l’altra un oggetto della sequenza principale; più recenti misurazioni danno lo spettro composito A2III + A4IV. Le magnitudini sono quasi uguali: 3,2 e 3,4. Più recenti misurazioni (Hipparcos) forniscono una magnitudine totale di 2,60, ed una luminosità intrinseca totale 45 volte superiore a quella del Sole. A 75” dal sistema c’è una stella di magnitudine 10 che però non sembra farne fisicamente parte.

Le stelle di tipo spettrale A2 sono caratterizzate da intense righe dell’idrogeno. Tipiche di queste stelle sono pure le righe di assorbimento dell’elio neutro e dei metalli ionizzati. Per valutare le differenze di luminosità delle stelle di tipo A2 si utilizzano le righe dell’idrogeno della parte visibile dello spettro e anche le righe del titanio ionizzato e del ferro.  Ascella mostra righe di larghezza intermedia tra le righe sottili delle supergiganti A2, come Deneb, e quelle più larghe caratteristiche delle subgiganti A2 come l UMa. La differenza di larghezza è intensità delle righe è dovuta alla densità dell’atmosfera stellare: più la stella è grande, più la sua atmosfera è sottile e rarefatta; così, gli scontri tra le particelle, che danno origine alle righe spettrali, sono meno frequenti e caotici, e le righe stesse appaiono sottili e nette. Nelle stelle più piccole le atmosfere si fanno via via più dense, e le collisioni tra le particelle hanno più probabilità di verificarsi, e le righe appaiono più larghe e i loro bordi sfumati.

L’esame dei moti propri la fanno ritenere la primaria di un sistema in cui la compagna, di magnitudine 9 circa si trova a 3,6”. Sono state registrate altre compagne più distanti, ma non sembra siano legate fisicamente al sistema.

Il General Catalog of Variable Stars annovera la h Sgr tra le stelle variabili, classificandola tra le variabili pulsanti irregolari e dando un’escursione di magnitudine da un massimo a 3,05 ad un minimo a 3,12.

La Parte settentrionale dell’Arco. Gigante gialla, molto simile a d quanto a tipo e splendore. Contrassegna la parte più settentrionale della classica figura a teiera del Sagittario. Ha una temperatura superficiale di circa 4.400 K, ed è una stella preziosa per la rapida localizzazione di numerosi oggetti celesti. La stella si trova in un ricco campo della Via Lattea, nella regione del maestoso ammasso globulare M22, che si trova a meno di 3° nordest da questa stella. Ed M28, altro bell’ammasso globulare incluso nel Catalogo Messier, si trova appena 0,8° a nordovest. Ancora più vicino, tanto da poter essere osservato nello stesso campo con un oculare a basso ingrandimento, verso est, si trova un altro piccolo e debole globulare: NGC6638 (Ø 5,0’;  V: 9,2).

La stella x₁, che in qualche modo condivide con essa la denominazione di Bayer, si trova 0,5° a nord: ha magnitudine 5,08 e tipo spettrale A0II. Le due stelle non hanno, comunque, alcuna connessione fisica.

E’ una tripla molto stretta e difficile, separabile solo con grandi telescopi. Secondo i calcoli di W. S. Finsen (1939) la separazione tra le componenti A e B è di 0,1” circa, ed entrambe le stelle sono di magnitudine 4,0. La magnitudine totale, comunque, è 2,89. Il tipo spettrale, F3III. Una stella più debole, di magnitudine 6,0, si trova a 0,4”.

Il nome sembra risalire alle tavolette mesopotamiche, e significava “la Stella che annuncia il Mare”: forse perché il suo apparire in cielo annuncia il prossimo avvento di costellazioni tutte legate All’acqua: Capricorno, Acquario, Pesci, Balena, ecc. Nella raffigurazione tradizionale della costellazione, la stella contrassegna la punta della freccia tenuta dall’Arciere mentre tira indietro la corda dell’arco.

E’ una stella biancoazzurra della sequenza principale, e la sua temperatura superficiale si aggira sui 23.000 K. La sua massa dovrebbe superare quella del Sole di circa 4,5 volte, e la sua permanenza sulla sequenza principale non dovrebbe superare i 50 milioni di anni: una massa poco più di 4 volte maggiore, e una vita 200 volte più breve.

Si tratta di un insolito sistema binario e di una variabile ad eclisse di piccola ampiezza, probabilmente uno dei sistemi più grandi e intrinsecamente luminosi. La variabilità è stata scoperta nel 1939 da S. Gaposchkin. Un esame di 600 lastre della collezione di Harvard mostra che la curva di luce appare essere quella di una binaria ad eclisse del tipo b Lyrae con un periodo di 137,939 giorni e due minimi che si alternano variando rispettivamente di 0,15 e 0,08 magnitudini. In precedenza R: E. Wilson aveva identificato la stella come una binaria spettroscopica con periodo identico a quello delle variazioni di luce.

Doppia; magnitudini rispettivamente 5,31 e 8,14, separazione 45,6” in PA 42°, gialla e blu. Facilmente osservabile con un rifrattore da 60 mm. C’è una terza stella, di magnitudine 12 circa, più vicina alla primaria, ma non fa parte fisicamente del sistema; inoltre, la stella principale è una binaria molto stretta, le cui occultazioni provocano una variabilità dello splendore di circa 0,09 magnitudini.

Variabile del tipo d Cephei, intervallo di variazione della magnitudine da 4,30 a 5,08, periodo 7,594710 gg., colore giallo-bianco (tipo spettrale F4-G1Ib). Facilmente osservabile anche con piccoli binocoli.

Variabile del tipo d Cephei, intervallo di variazione della magnitudine da 5,4 a 6,10, periodo 5,7735 gg., colore giallo-bianco. Facilmente osservabile anche con piccoli binocoli.

Variabile del tipo d Cephei, intervallo di variazione della magnitudine da 4,24 a 4,84, periodo 7,01225 gg., colore giallo-bianco (tipo spettrale F7II).

Scoperta da  Marwick nel 1896, è una variabile abbastanza insolita, simile ad R Coronae Borealis, ed è la stella di questo tipo più brillante dell’emisfero australe. Normalmente è di magnitudine 6 circa, e può restare stabile per un anno o due; improvvisamente comincia ad indebolirsi, scendendo in poche settimane sotto magnitudine 15: la sua curva di luce sembrerebbe quella di una “nova al contrario”! Il ritorno alla normalità è di solito più lento della discesa al minimo, con grandi oscillazioni e frequenti interruzioni. Il tipo spettrale (G0Ipe [C1, 0]) ricorda quello delle supergiganti, ma con diverse peculiarità, quali insolita scarsezza di idrogeno e abbondanza di carbonio.

1,9” di separazione in PA 287°; le magnitudini individuali sono, rispettivamente, 5,10 e 7,60, e i tipi spettrali A e K2III, con un bel contrasto cromatico. La stella si trova immersa in una regione straordinariamente ricca, a 2,6° sudest di M24 e 2,7° a nord dell’eclittica.

E’ una brillante variabile a lungo periodo del tipo Mira, intervallo di variazione da 7,2 a 16,0: come si può vedere, quando è al massimo sfiora la visibilità ad occhio nudo ed è facilmente osservabile con un comune binocolo; al minimo, è fuori dalla portata di un telescopio amatoriale! Il periodo è di 395,12 giorni.

Un’altra brillante variabile a lungo periodo: questa, quando è al massimo dello splendore, se il seeing è buono può essere osservata anche ad occhio nudo, dato che tocca magnitudine 5,4, per poi affievolirsi fino a magnitudine 14, e allora per vederla occorre un buon telescopio. Il periodo è di 336,33 giorni; lo spettro varia da M4e a M9e. Si trova 2° a sud e 12’ ad ovest della 59 Sgr (spettro: K3; V: 4,5).

Ancora un’interessante variabile del tipo Mira: ampiezza delle variazioni da magnitudine 6,00 a magnitudine 13,8 in un periodo di 240,49 giorni (epoca: JD 2.441.900); lo spettro varia da M3e a  M6e. Facile localizzarla, a 40’ dalla i Sgr (spettro: K0; V: 4).

Quasi una fotocopia della precedente: l’ampiezza di variazione va da magnitudine 6,00 a magnitudine 14,1 e lo spettro da M5e a M7e con periodo 306,46 giorni.