Stelle dell'Orsa Maggiore
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Insieme a Merak, Dubhe forma la coppia dei due Puntatori, grazie ai quali è facile per i meno esperti identificare la Stella Polare. E’ un membro effettivo del grande ammasso stellare dell’Orsa Maggiore (Cr 285, il cui gruppo principale si trova più a sudest, nell’area di Megrez, d UMa). Il nome deriva dall’Arabo Thahr al Dubb al Akbar, il Dorso della Grande Orsa; il nome Dubb si trova per la prima volta nelle Tavole Alfonsine. Per gli astronomi indù era uno dei Sette Saggi, che erano rappresentati da ognuna delle stelle del Gran Carro.

Ha una compagna di magnitudine 7 che ne condivide il moto proprio alla distanza di 6,3’ in PA 204° (vedi il grafico dell’orbita). Burnham riporta che questa stella (GC 15179) appare azzurrastra a molti osservatori, pur essendo di classe spettrale F8 o F5: è attribuisce il fenomeno al contrasto con il brillante colore dorato dell’assai più splendente compagna (per lo Sky Catalogne 2000.0 comunque lo spettro della compagna è A8V, il che concorderebbe con il colore azzurrastro). La separazione effettiva tra le due stelle dovrebbe essere di circa 12.000 UA; nel 1959 R. M. Petrie comunicò che la piccola stella é a sua volta una binaria spettroscopica con un periodo di 6,035 giorni. La stessa Dubhe è una binaria visuale molto stretta, difficile anche per i grandi telescopi. La compagna fu scoperta nel 1889 da S. W. Burnham. La separazione era, al momento della scoperta, di 0,9” in PA 326°, e il rapido decrescere del PA nei dieci anni seguenti faceva supporre un periodo abbastanza breve. La compagna è stata praticamente invisibile dal 1900 al 1933, quando la riscoprì R. G. Aitken, e da allora è stata sempre ben seguita. Il periodo, come si vede nel grafico, è stato calcolato in 44,66 anni. Lo spettro della compagna è del tipo A. Dubhe è una gigante gialla, l’unica tra le sette stelle del Gran Carro a non essere azzurra o biancoazzurra.

Il nome viene dall’arabo Al Marakk, e significa i Fianchi (dell’Orsa); i Greci chiamavano la stella Helike, dal nome della città di Callisto, in Arcadia. Ma è anche il nome di una delle due ninfe nutrici di Zeus secondo la leggenda riportata da Arato, nome che viene riferito anche all’intera costellazione. Insieme a Dubhe, che si trova a 5,4° più a nord, forma la coppia dei cosiddetti puntatori, che indicano la direzione in cui trovare la Stella Polare. E’ una stella biancoazzurra di sequenza principale, con una temperatura superficiale di 10.200 K. Lo spettro mostra con particolare evidenza le righe dell’idrogeno. Circa 1,5° a sudest di Merak c’è la galassia M108 e, proseguendo meno di 1° nella stessa direzione, la nebulosa planetaria M97.

Il nome deriva dall’arabo Al Falidh, la Spalla, con evidente riferimento alla sua posizione nelle tradizionali raffigurazioni della costellazione. Al Biruni riferisce che nell’astronomia indù era Pulastya, uno dei Sette Saggi.

E’ una stella biancoazzurra di sequenza principale, con una temperatura superficiale di 9.900 K. Come Merak, presenta larghe righe di assorbimento dell’idrogeno, e proprio la larghezza di queste righe la differenzia dalle giganti, che le hanno meno evidenti, e dalle supergiganti, in cui le righe sono ancora più sottili. A circa 40’ sudest c’è la galassia spirale barrata M109.

Il nome deriva dall’Arabo Al Maghrez, la Radice della Coda. E’ la più debole tra le sette stelle che formano il Gran Carro, ed è una delle stelle sospettate di variabilità secolare: Tycho la stimò di 2° magnitudine mentre Tolomeo, oltre mille anni prima, la valutava di 3°, così come la vediamo oggi. Comunque, da quando viene osservata con i mezzi moderni, non si è osservata alcuna variazione.

Il nome sembra comparire per la prima volta nella prima edizione delle Tavole Alfonsine. Ma nell’ultima edizione delle stesse diviene Aliare e Aliore, che potrebbero derivare dall’arabo Al Hawar, la Bianca; Ulugh Begh la chiamò Al Haun. Malgrado Bayer le abbia assegnato soltanto la quinta lettera dell’alfabeto Greco, è la stella più brillante della costellazione. Ha uno spettro peculiare, solcato da righe insolitamente forti del cromo e dell’europio. Alcune caratteristiche spettrali, attribuite al cromo e al calcio, mostrano variazioni periodiche nella loro intensità con un ciclo di 5,089 giorni; tali variazioni risultano coincidere con lievissime fluttuazioni dello splendore la cui ampiezza risulta prossima alle 0,02 magnitudini. Le variazioni sono anche connesse in qualche modo anche con regolari variazioni del campo magnetico della stella. Alioth è, pertanto, una variabile del tipo a₂ Canum Venaticorum. In aggiunta a tali caratteristiche, la stella mostra anche variazioni nella velocità radiale, dovute probabilmente alla presenza di una compagna invisibile. Vi sono due cicli di questo tipo, uno di 0,95 giorni ed uno di 4,15 anni.

Pare che originariamente il nome fosse Mirak, una ripetizione di quello usato per la b. In seguito ad un’errata trascrizione, sarebbe divenuto Mizar, dall’arabo Mi’zar, Cintura. Mizar è forse la stella più nota della costellazione: è la prima stella doppia che sia mai stata scoperta, da Riccioli nel 1650; fu riosservata e descritta da Kirch e da sua moglie nel 1.700, e ripetutamente misurata fin dai tempi di Bradley nel 1755. Per oltre tre secoli è rimasta una delle stelle doppie più celebrate, ed è spesso il primo esempio di stella doppia ad essere osservato da molti astrofili contemporanei. Le due stelle hanno magnitudini individuali 2,27 e 3,95 e sono separate di 14,5” con PA 153° (1993). La primaria è una tipica stella A2, mentre la compagna ha uno spettro peculiare ricco di righe metalliche, classificato come A7. Mizar è stata anche la prima binaria che sia stata scoperta grazie alla spettroscopia, da Pickering nel 1889. E anche il membro più debole della coppia, Mizar B, è a sua volta una binaria spettroscopica; e, come se non bastasse, rilevazioni astrometriche fanno pensare che in quest’ultimo sistema vi sia un terzo membro: saremmo così arrivati ad un totale di 5 stelle. Ma non abbiamo finito.

Alcor. – 11,8’ ad est-nordest di Mizar vi è una stella di magnitudine 3,99 e spettro A5V. Si tratta di Alcor, un astro che gli antichi consideravano un test per valutare l’acutezza visiva. Ciò è strano, dato che in realtà questa stella oggi risulta facilmente visibile ad occhio nudo, e non c’è nulla che possa far pensare ad una variazione nel frattempo sopravvenuta nello splendore della stella. Alcor presenta lo stesso moto proprio di Mizar, e dista da essa circa un quarto di anno luce. E’ anch’essa una binaria spettroscopica di periodo incerto. Un’altra stella, di 8^a magnitudine, forma un triangolo (nel campo di un oculare di basso ingrandimento) con Mizar e Alcor: Sidus Ludovicianum, così chiamata nel 1723 in onore di Ludwig V di Baviera.

I nomi derivano dall’arabo Ka’id Banat al Na’ash:  la Guida delle Figlie del Catafalco (ovvero il capo delle prefiche): per gli antichi Arabi, le Figlie erano le stelle e, z ed h. E’ la stella che segna la punta dell’asta del Gran Carro, e la bella galassia M51 si trova a soli 3,5° in direzione sudovest. La galassia M101, invece, si può localizzare a 5,5° in direzione 25°, cioè a nord-nordest.

Ha una debole compagna (V: 13,5) scoperta da Burnham nel 1889 (b 1071). Alla data dell’ultima misurazione, nel 1951, il PA era 101° e la separazione 5,1” (al tempo di Burnham la separazione era la stessa, ma il PA era 75°). A meno di 2° in direzione ovest-sudovest c’è la bella galassia spirale NGC2841, di magnitudine 9,2 e con un’estensione di 7,4’ x 3,5’, orientata per PA 147°.

Probabilmente fu John Herschel nel 1820 il primo a scoprire la compagna (V: 9,2) che forma una coppia col medesimo moto proprio con Talitha. Al momento della scoperta la separazione era di 10”, ma è scesa lentamente, e nel 1971 era di 4,5” in PA 24°. Il periodo è incerto, ma deve essere di diversi secoli. La compagna è a sua volta una binaria stretta, che richiede grandi aperture per essere separata. Il periodo è di circa 38,7 anni e l’asse maggiore dell’orbita 0,68. i UMa. A è una variabile del tipo d Scuti e una binaria spettroscopica.

E’ un sistema binario molto stretto, scoperto nel 1907 da Aitken; le due stelle, di magnitudine 4,3 e 4,5, orbitano in un periodo di poco meno di 58 anni con una separazione media di 0,3”.

Il suo moto nello spazio è molto simile a quelli dei membri dell’ammasso delle Iadi nel Toro, ed è possibile che la stella abbia avuto origine in quel gruppo e se ne sia in seguito allontanata.

La stella risulta, in seguito a studi spettroscopici, una binaria stretta con un periodo di 230,089 giorni. Quasi sullo stesso parallelo, a poco più di 40’ ovest, si può osservare la bella galassia spirale NGC3184 (V: 9,8; Ø: 8,5’ x 7,8’).

E’ una stella doppia. La compagna, di magnitudine 10,1, si trova a 7,3” in PA 147°: l’ultima misurazione di cui siamo a conoscenza è del 1973, ma il moto appare talmente lento che, dal 1830, il PA è rimasto invariato e la separazione è cambiata di non più di 0,2” (in aumento).

E’ una bella binaria stretta, di notevole interesse storico. Fu scoperta da William Herschel nel 1780, e la natura di coppia fisicamente associata venne annunciata nel 1804. Questa stella fu la prima della quale sia stata calcolata l’orbita, da M. Savary nel 1828. La coppia ha un periodo di 59,84 anni e la separazione varia da 0,9” a 3,1”. Le magnitudini individuali sono 4,4 e 4,9 ed entrambe sono molto simili al Sole come dimensioni e tipo spettrale.

Il nome Muscida si trova nell’Uranometria di Bayer, e deriverebbe da un termine proprio di un non meglio precisato idioma barbaro medioevale che avrebbe significato muso (dell’Orsa). Contrassegna appunto il naso della Grande Orsa, ed è parte di un asterismo persiano che aveva nome Al Thiba, la Gazzella, e che includeva anche le stelle s, p e r UMa. Una compagna (V: 15 circa) è stata scoperta da S. W. Burnham nel 1889. Al tempo della scoperta la separazione era di 7” in PA 191°; la stella condivide lo stesso moto proprio della primaria.

Questa stella forma un piccolo gruppo (vedi il grafico dell’orbita) con s₁ e r un gruppetto che forma le orecchie dell’Orsa. E’ una binaria a lungo periodo, oltre 1.000 anni secondo alcune stime, scoperta da W. Herschel nel 1783 e ripetutamente riosservata fin dai tempi di F. G. W. Struve, a partire dal 1832. Le stelle hanno magnitudini individuali 4,8 e 8,3.

Questa stella doppia piuttosto stretta (vedi il grafico dell’orbita) è stata scoperta da F. G. W. Struve nel 1843, ed è un buon test per un telescopio da 250 mm. Le due stelle sono di magnitudine quasi uguale e compiono la loro rivoluzione in poco più di un secolo. Il semiasse maggiore ha un’ampiezza di 0,35”. 

Si trova circa 2,2° a nord-nordovest da f Ursae Majoris, ed è un importante sistema binario a eclisse nano, scoperto da G. Muller e P. Kempf a Postdam nel 1903. Si tratta del prototipo di una classe di binarie a eclisse caratterizzate da piccoli diametri, masse modeste e periodi di rivoluzione cortissimi. Ogni rivoluzione delle componenti di W UMa avviene in 0,33364667 giorni: circa 8 ore. In ogni rivoluzione vi sono due eclissi, e la primaria è di appena 0,1 magnitudini più profonda della secondaria, mentre la variazione fotografica va da 8,3 a 9,06. Benché l’inclinazione del piano dell’orbita sia probabilmente di 10° circa rispetto alla linea di vista, l’eclisse primaria è totale o quasi, e la totalità dura circa 20 minuti; l’intera durata dell’eclisse è circa 2 ore. L’eclisse secondaria segue esattamente 4 ore dopo il minimo della primaria, ed è con tutta evidenza un oscuramento parziale ma abbondante. Entrambe le stelle sono nane di tipo F, abbastanza simili in dimensioni e luminosità al nostro Sole.

Oggetto difficile per i telescopi di modesta apertura, questa debole variabile della classe delle novae nane, o cataclismic variables si trova circa 3° a nordovest di o Ursae Majoris. Scoperto da L. Ceraski a Mosca nel 1908, é un oggetto simile ad SS Cygni o ad U Geminorum: normalmente è di magnitudine 14,96, ma ad intervalli di 16 o 17 giorni balza improvvisamente a magnitudine 10,80. Diventa quindi circa 40 volte più luminosa, e ciò avviene nel giro di 24 ore. Occasionalmente il periodo si è ridotto fino ad 8 giorni (vedi una tipica curva di luce di circa 1 anno).

La caratteristica più rilevante di questa stella è il suo moto proprio eccezionalmente elevato, oltre 7” per anno: soltanto due stelle ne hanno uno maggiore: la Stella di Kapteyn (V: 8,86, nella costellazione del Pittore, virtualmente invisibile alle nostre latitudini vista la declinazione di –45°) e la Stella di Barnard (V: 9,54, in Ofiuco); delle tre solo Groombridge 1830, però, è ai limiti della visibilità ad occhio nudo.

L’ingente moto proprio della stella non è dovuto tanto ad una grande prossimità al nostro sistema solare (la stella è oltre sette volte più distante di a Centauri e cinque volte più lontana della Stella di Barnard) quanto ad una sua effettiva grande velocità della stella nello spazio: qualcosa come 400 km/sec.! Si tratta di una delle stelle della vecchia popolazione di alone (popolazione II) più vicine a noi; il suo spettro ci dice che il suo contenuto in metalli è circa 1/30 di quello del Sole, il che testimonia che la stella si è formata in uno stadio abbastanza primordiale della formazione della Galassia, con ogni probabilità prima che cominciassero a formarsi il disco e la struttura delle braccia spirali.

Anche questa stella presenta un moto proprio eccezionale, ma stavolta il fatto è dovuto alla vicinanza della stella più che ad una sua elevata velocità nello spazio. Lalande 21185 si trova infatti a poco più di 8 a. l. da noi, più vicina di Sirio; essendo però una stella assai poco luminosa (è una nana rossa la cui massa non supera 1/3 di quella del Sole) è invisibile per noi ad occhio nudo, mentre Sirio, che è un po’ più distante, è la stella più luminosa dei cieli.