Il Trapezio di Orione
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Il Trapezio si trova nel cuore della famosa Grande Nebulosa M42. Si tratta forse della stella multipla meglio conosciuta in tutto il cielo, ed è certamente una delle più interessanti per i piccoli telescopi. Le quattro componenti principali formano appunto un piccolo quadrilatero, da cui il nome Trapezio, e sono catalogate come A, B, C e D in ordine di ascensione retta, piuttosto che di splendore. La componente “C” (V: 6,8; spettro: O6) è la vera primaria; la stella “D” è la seconda, con una magnitudine di 6,3 ed “A” la terza (V: 6,8); gli spettri di queste due sono B0 e A7. La stella “B” è una binaria ad eclisse con un periodo di 6,471 giorni, ed è anche nota come variabile con la designazione BM Orionis. Anche “A” è stata identificata come binaria ad eclisse nel 1975: periodo 65,432 giorni ed ampiezza di variazione da V 6,7 a 7,7.

Una quinta stella (V: 11), “E”, è stata scoperta da F. W. G. Struve nel 1826, separata di 4” dalla stella “A”, proprio a nord. Una sesta stella, “F”, anch’essa di magnitudine 11, fu scoperta da John Herschel nel 1830, a 4” da “C”. Ma non è finita: Una debolissima settima componente fu scoperta da A. G. Clark nel 1888, ma è un oggetto di 16^a magnitudine. Ed un’ottava altrettanto debole (“H”) fu trovata nello stesso anno da Barnard.

Una sommaria rassegna dei dati riguardanti le posizioni relative delle stelle che formano la stella multipla, tratti dal Washington Visual Double Star Catalog, 1996.0. Worley C.E., Douglas G. G. US Naval Observatory:

1) Sistema AB  

• Numero delle osservazioni effettuate: 45

• Data della prima osservazione: 1836 (F. G. W. Struve); PA: 32°; separazione: 8,7”.

• Data dell’ultima osservazione: 1990; separazione: 8,8”.

• Magnitudine della primaria: 6,73; spettri: O7 + B1V  

2) Sistema AC  

• Numero delle osservazioni effettuate: 53

• Data della prima osservazione: 1836; PA: 132°; separazione: 13,0”.

• Data dell’ultima osservazione: 1990; separazione: 12,7”.

• Magnitudine della primaria: 6,73; magnitudine della compagna: 5,13

Note: Theta (1) Ori. A è un sistema del tipo di Algol, V 1016 Ori. B è anch’essa un sistema del tipo di Algol, BM Ori. C è una variabile del tipo RW Aur, V 361 Ori..

3) Sistema AD  

• Numero delle osservazioni effettuate: 32

• Data della prima osservazione: 1827; PA:  96°; separazione: 21,5”.

• Data dell’ultima osservazione: 1983.

• Magnitudine della primaria: 6,73; magnitudine della compagna: 6,70; spettri: O7 + B0,5 V

4) Sistema AE  

• Numero delle osservazioni effettuate: 21

• Data della prima osservazione: 1832 (F. G. W. Struve); PA: 351°; separazione: 4,1”.

• Data dell’ultima osservazione: 1990.

• Magnitudine della primaria: 6,80; magnitudine della compagna: 11,10; spettro: B5    

5) Sistema AH  

• Numero delle osservazioni effettuate: 1

• Data dell’osservazione: 1889 (Barnard); PA: 178°; separazione: 7,9”.

• Magnitudine della primaria: 6,80; magnitudine della compagna: 15,80.

6) Sistema BC  

• Numero delle osservazioni effettuate: 25

• Data della prima osservazione: 1836; PA: 162°; separazione: 16,8”.

• Data dell’ultima osservazione: 1987; PA: 163°

7) Sistema: BE  

• Numero delle osservazioni effettuate: 2

• Data della prima osservazione: 1877; PA: 240°; separazione: 6,2”.

• Data dell’ultima osservazione: 1878

8) Sistema BF  

• Numero delle osservazioni effettuate: 2

• Data della prima osservazione: 1877 (J. Herschel); PA: 155°; separazione: 19,9”.

• Data dell’ultima osservazione: 1878

9) Sistema CG  

• Numero delle osservazioni effettuate: 4

• Data della prima osservazione: 1888; PA:  32°; separazione: 7,4”.

• Data dell’ultima osservazione: 1983; separazione: 8,8”

• Magnitudine della primaria: 5,10; magnitudine della compagna: 16,70.

Questo non è che un estratto delle numerosissime misurazioni effettuate, a partire dai primi anni del sec. XIX, su q₁ Orionis. In aggiunta a questo nutritissimo gruppo, ad una distanza di 135” c’è q₂, una larga doppia con separazione 52.5”, magnitudini 5,2 e 6,5, tipi spettrali O9 e B1: la primaria, probabilmente, è una delle principali responsabili dell’emissione della nebulosa.