Stelle nel Toro
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Il nome ha origine nell’arabo Al Dabaran, Colui che segue, perché la stella segue le Pleiadi nel loro percorso celeste. Aldebaran viene al 13° posto tra le stelle più brillanti. 

Fin dalla più remota antichità, è stata vista come l’occhio del Toro (la costellazione), e nelle più diverse culture è stata vista come un astro insigne ed associato ad importanti avvenimenti. I Romani la chiamarono Palilicium, associandola alle feste Palilie (o Parilie), importante celebrazione campestre in onore dell’antica divinità italica Pales; e con queste celebrazioni coincideva anche la tradizionale ricorrenza della fondazione di Roma: il 21 aprile del 753 a. C.

Dalla Terra, Aldebaran sembrerebbe un membro straordinariamente brillante, dell’ammasso galattico delle Iadi, ma in realtà essa è molto più vicina rispetto all’ammasso, ed ha un diverso moto attraverso lo spazio. E’ una gigante di rispettabili dimensioni, certo non paragonabile a mostri come Betelgeuse, a Herculis, m Cephei o Antares, ma ha comunque un diametro una quarantina di volte superiore a quello del Sole. Come gran parte delle giganti rosse o arancione, è leggermente variabile, con un’ampiezza di variazioni oscillante da 0,78 a 0,93 magnitudine e periodo irregolare; una stella del suo tipo spettrale ha una temperatura superficiale di circa 3.400 K e una densità che è circa 5/100.000 di quella del Sole.

Aldebaran ha una compagna, una nana rossa di 13^a magnitudine che ne condivide il moto proprio, e si trova ad una distanza di 31,4” in PA 112°; è un oggetto abbastanza difficile a causa della sua scarsa luminosità e dei prepotenti bagliori della primaria. Il tipo spettrale sembra essere dM2, e la luminosità circa 1/1.000 di quella del Sole. Le due stelle dovrebbero essere separate di circa 650 UA.

Aldebaran è una delle poche stelle di 1^a magnitudine che possa occasionalmente essere occultata dalla Luna: grazie all’inesistenza di un’atmosfera lunare, l’occultazione è un fenomeno istantaneo, uno dei più bruschi che l’occhio umano possa osservare. Proprio per questo sono particolarmente interessanti le occultazioni che avvengono dal lato oscuro della Luna, dato che da quella parte la stella può essere osservata senza l’ostacolo del bagliore lunare, fino all’ultimo istante prima dell’improvvisa scomparsa. Fu proprio studiando le registrazioni di tali eventi che Halley scoprì il moto proprio delle stelle più brillanti: una delle occultazioni registrate nell’antichità era stata quella osservata ad Atene nel 509 d. C.; più di 1.000 anni dopo Halley, calcolando accuratamente i moti della Luna e della stella, si rese conto che tale fenomeno non avrebbe potuto aver luogo senza che la posizione di Aldebaran, nei secoli che erano trascorsi, non fosse cambiata di diversi minuti d’arco.

Il nome le deriva dall’arabo Al Natih: la Confinante. La stella è infatti al confine tra il Toro e l’Auriga, tanto che è stata a lungo attribuita ora all’una, ora all’altra costellazione. Nei moderni cataloghi, comunque, viene definitivamente inserita nel Toro. El Nath si trova a circa 3° dalla linea centrale della Via Lattea, ed è la stella brillante più vicina al punto del cielo esattamente opposto al nucleo della nostra galassia (nel Sagittario).

z Tauri rappresenta la punta del corno meridionale del Toro. E’ una delle più note shell stars, con caratteristiche spettroscopiche che rivelano la presenza di un’estesa e turbolenta atmosfera in espansione. Periodiche variazioni della velocità radiale indicano che la stella è una binaria stretta, con un periodo di 132,9735 giorni. La compagna invisibile dovrebbe essere un oggetto molto meno massivo della primaria. Secondo il General Catalogue of Variable Stars lo spettro della compagna dovrebbe essere del tipo G8III. 67’ a nordovest c’è la celebre Crab Nebula (M1).

E’ una delle binarie a eclisse più brillanti, ed è stata tra le prime ad essere identificata: da J. Baxendell, in Inghilterra, nel 1848. Le variazioni sono causate da eclissi parziali della primaria (una stella massiva di tipo B) da parte di una compagna molto più debole, e possono essere osservate persino ad occhio nudo. l Tauri è stata identificata anche come binaria spettroscopica da A. Belopolsky nel 1897, e la prima misurazione fotoelettrica fu fatta da J. Stebbins a Mt. Wilson nel 1916. La curva di luce è del tipo di b Lyrae. Il periodo orbitale è di 3,952955 giorni; la magnitudine varia da 3,37 a 3,91.  Lo studio delle velocità radiali indica la presenza di un terzo corpo, con un periodo orbitale di circa 30 giorni e probabilmente 1 massa solare.

RR Tauri si trova circa 3° a sudest di El Nath (b Tauri) e 30’ a nord di 125 Tauri (5a Magnitudine). Variabile irregolare di classe incerta, scoperta da L. Ceraski presso l’Osservatorio di Mosca nel 1900. Osservazioni di E. Hartwig suggeriscono un periodo di circa 95 giorni, mentre un periodo di oltre 200 giorni risultò da studi successivi fatti ad Harvard. Durante gli ultimi decenni le variazioni sono state abbastanza imprevedibili: a volte le fluttuazioni sono lente o di piccola ampiezza; altre volte vi possono essere cambiamenti di oltre una magnitudine in solo pochi giorni. Le variazioni di luce, (da 10,2 a 14,3) ricordano quelle della T Tauri, ma il tipo spettrale è molto meno avanzato, (da B8e ad A5eII-III); G. H. Herbig nel 1960 evidenziò nello spettro della stella la presenza di un involucro che la circonda.

Si tratta di una variabile di un tipo abbastanza raro, di cui la stessa RV Tauri può essere considerata il prototipo. Fu scoperta nel 1905 da L. Ceraski all’Osservatorio di Mosca, e si trova in una regione abbastanza pesantemente oscurata circa 8° ad ovest-sudovest della b Tauri. La stella mostra una variazione semiregolare con un periodo di 79 giorni, durante i quali vi sono due massimi di altezza quasi uguale, e due minimi di diversa profondità. Queste fluttuazioni sono sovrapposte ad un ciclo più lungo di circa 1.300 giorni, che porta l’intera curva di luce a salire e scendere in una lunga onda di circa 3,5 anni (vedi a sinistra una curva di luce per un periodo di 1500 giorni). Le variazioni di 79 giorni sono molto cospicue quando la stella è prossima al massimo del ciclo più lungo; quando la stella è vicina al minimo del ciclo lungo, le variazioni sono irregolari e di modesta ampiezza.

La RV Tauri è una gigante gialla di tipo spettrale G2e Ia che va cambiando verso il tipo K3 mentre diminuisce di splendore; quando è vicina al minimo della magnitudine cominciano a manifestarsi le caratteristiche spettrali della gigante rossa, e la stella è stata classificata anche di tipo M2Ia. Le stelle di questa classe sono giganti di elevata luminosità e sembrano combinare in qualche modo le caratteristiche delle variabili a lungo periodo con quelle delle cefeidi. Dalle loro posizioni nel diagramma H-R, le magnitudini assolute al loro massimo sembrano raggiungere valori tra 4,5 e 5,0, con masse tra le 20 e le 25 volte superiori a quella del Sole.

Binaria ad eclisse peculiare, sita circa 5° a nordest delle Pleiadi, e a un po’ meno di 1° nordovest di 41 Tauri. La primaria (V: 7,90; spettro: B8), viene totalmente eclissata da una compagna subgigante di tipo K0 e magnitudine 8,90 ad intervalli di 2,768846 giorni. Ogni eclisse dura 9 ore, con la totalità che si protrae per 84 minuti. Il minimo principale è uno dei più profondi: tocca le 3.50 magnitudini visuali e addirittura le 4,49 fotografiche.

La caratteristica peculiare di questo sistema è l’anello di idrogeno incandescente che ruota intorno alla primaria blu, e che viene eclissato insieme ad essa. Ovviamente, l’anello non è visibile con nessun telescopio, ma è un elemento spettroscopico cospicuo. In uno studio del 1942, A. H. Joy determinò che le brillanti righe spettrali dell’anello appaiono appena subito dopo l’inizio della fase dell’eclisse totale; in questo momento le righe indicano una velocità radiale di circa 350 km/s in recessione. Circa 27 minuti più tardi le righe spariscono, e quindi l’anello viene totalmente nascosto dalla stella K, la responsabile dell’eclisse. Quindi, 27 minuti prima che cessi la totalità, ecco riapparire le righe dell’anello, che questa volta indicano una velocità radiale di 350 km/s circa in avvicinamento. Dalla modificazione Doppler delle righe spettrali, Joy ha dedotto che l’anello ruota intorno alla stella blu in un periodo di circa 14 ore, e che il suo diametro è circa 4 volte quello del Sole.

Non fosse per la presenza della compagna eclissante, l’anello non sarebbe stato scoperto, perché lo splendore della stella blu l’avrebbe oscurato. Anelli gassosi di questo tipo vengono chiaramente prodotti dal materiale perso da una delle due stelle a causa dei forti effetti mareali che si creano tra le due componenti di un sistema binario stretto dei tipo Algol, b Lyr, U Sge, U Cep. Vedi a destra un modello del sistema.

RW Tauri è una di quelle binarie a eclisse in cui si possono notare piccole ma ben definite variazioni nel periodo: il continuo scambio di materia tra le due stelle, attraverso il meccanismo dell’anello, può esserne almeno parzialmente il responsabile. Potrebbe esserci nel sistema in altro membro invisibile, anch’esso causa di oscillazioni nel periodo: ed è stata trovata, sempre da Joy, una terza compagna di magnitudine 12,5; ma è troppo piccola e distante per causare simili anomalie: potrebbe invece esserci una nana bianca, troppo vicina alla primaria per poter essere scoperta.

In uno studio del 1959, G. Grant, oltre a una distanza di 1370 a. l. (ridotta dalle ultime osservazioni di un buon 25%), ha ricavato per RW Tauri le seguenti proprietà delle componenti:

1. “A”: Tipo spettrale: B8V; diametro: 2,25 volte il Sole; 2,55 masse solari; luminosità: 130 volte il Sole; M_V:  -0,5; densità: 0,22 volte il Sole.

2. “B”: Tipo spettrale: K0IV; diametro: 3 volte il Sole; 0,55 masse solari; luminosità: 3,5 volte il Sole; M_V:  +3,4; densità: 0.02 volte il Sole.

Variabile irregolare associata con la nebulosa variabile NGC1555. Stella e nebulosa furono scoperte nel 1852 da J. R. Hind, il quale, dato che nessun catalogo registrava alcun oggetto in quella posizione, suppose che la stella fosse con ogni probabilità una variabile.

La T Tauri si trova circa 1,5° ad ovest-nordovest della e Tauri. Dal 1861 la nebulosa cominciò ad indebolirsi notevolmente, e dal 1868 non fu più rivista fino al 1890, quando fu riscoperta da E. E. Barnard e da S. W. Burnham. 5 anni più tardi svanì nuovamente, ma fu trovata fotograficamente nel 1899, e da allora è stata regolarmente seguita.

Studi fotografici hanno confermato le variazioni nella luminosità della nebulosa, ed hanno anche rivelato cambiamenti nelle sue dimensioni e nella forma. I primi osservatori descrivevano la nebulosa come posta 40” a sudovest della T Tauri; circa un secolo più tardi appariva esattamente ad ovest della stella. L’aspetto è quello dei resti di un guscio che circonda la stella; ed una nebulosità molto più piccola, circa 5”, avvolge strettamente l’astro. Vedi sul web un'immagine in falsi colori del sistema di T Tauri.

La T Tauri è una stella dalle variazioni estremamente irregolari, la cui ampiezza oscilla da magnitudine 9 a magnitudine 13 in modo assolutamente impredicibile. Lo spettro varia da F8 a K1, ma non necessariamente in correlazione con le variazioni di luce; un’altra peculiarità è la presenza di numerose righe brillanti, che ricordano lo spettro della cromosfera solare. E’ una nana di luminosità simile a quella del Sole quando è al minimo, mentre quando è al massimo diventa 4 o 5 volte più brillante, ma mostra caratteristiche spettrali di un tipo più avanzato di quello che lo splendore suggerirebbe.