Vela
Non ha stelle designate con le lettere a e b, dato che queste sono rimaste nella Carena: la sua stella più brillante è la g, una stella multipla il cui membro principale è il prototipo delle stelle di Wolf-Rayet, azzurra e di magnitudine 1,75; il membro B è anch’esso azzurro, tipo spettrale O7. La d, bianca e di magnitudine 1,96, viene subito dopo per splendore, e l, supergigante arancione (K4) è al terzo posto con magnitudine 2,23. La costellazione ospita la cosiddetta falsa croce, formata dalle stelle d, k, i ed e: viene chiamata così perché può essere scambiata per la Croce del Sud. La costellazione ospita anche interessanti nebulae, tra cui IC2391, che circonda la stella o (omicron) ed è uno degli ammassi che sono stati scoperti nell’antichità: è infatti menzionato nel catalogo di Al-Sûfi.
E’ stata in qualche caso chiamata Suhail, dall’arabo Al Suhail al Muhlif, ma il nome è stato usato anche per l e z Pup. E’ una splendida doppia per piccoli telescopi, ed anche per semplici binocoli. Per la verità si tratta di un sistema multiplo, dato che sia la primaria che la compagna sono binarie spettroscopiche; c’è inoltre una terza componente visibile che è membro fisico del gruppo, mentre una quarta stella, di magnitudine 9.40, posta a 93.5” in PA 141°, è ottica. La primaria rappresenta quello che quasi certamente è il sistema Wolf-Rayet a noi più vicino. Come già accennato, si tratta di un sistema binario spettroscopico in cui una delle componenti è una stella di Wolf-Rayet e l’altra è una supergigante azzurra di tipo O9 I (secondo altre fonti, O7,5e). La compagna si trova a 41,3” in PA 220°, ed ha magnitudine visuale 4,21 e tipo spettrale B1IV. C’è ancora un terzo membro a 62,3” in PA 151° (V: 7,42; B-V: -0,07). Le stelle di Wolf-Rayet. - Variabili eruttive di Wolf-Rayet: sono stelle con larghe righe di emissione dell’elio He I e He II), del carbonio (C II - C IV), dell’ossigeno (O II - O IV), e dell’azoto (N III - N V). Mostrano irregolari variazioni di splendore con ampiezze intorno a 0,1 magnitudine nel visuale, causate probabilmente da processi fisici, in particolare dovuti ad altrettanto irregolari eiezioni di materia dalle loro atmosfere.
Situata circa 9° a sudest della g Vel, questa è una delle stelle che condividono il moto nello spazio dell’Ursa Major Moving Cluster, insieme a Sirio e ad un buon numero di stelle brillanti. Una compagna di sesta magnitudine è stata scoperta da Innes nel 1894, separata di 2,6” in PA 150°: mostra un moto proprio comune con la primaria. Il sistema comprende anche un membro più debole, di magnitudine 10 circa, a qualcosa come 70”; quest’altra stella è a sua volta doppia (due membri di magnitudine 10,5 circa separati di 6”). Nel 1978 è stata scoperta un’altra stella nel sistema, e Hipparcos nel 1991 ne ha registrato i seguenti dati: separazione 0,74” in PA 5°; V: 5,9 circa.
E’ una binaria spettroscopica con un periodo di 116,65 giorni.
E’ una supergigante gialla-arancione, con una debole compagna di magnitudine 14,8 separata di 18,2”. Presenta una modesta variabilità irregolare, con ampiezza tra magnitudine 2,14 e 2,30.
E’ una binaria abbastanza difficile; fu misurata per la prima volta da H. C. Russell nel 1880, quando la separazione era di 2,8” in PA 55°; nel 1995 i dati erano: sep. 2,1” in PA 51°. Le magnitudini delle due stelle sono, rispettivamente, 2,7 e 6,9, gli spettri sono entrambi di tipo G. Il periodo è stato calcolato in 138 anni, il semiasse maggiore dell’orbita è di 1,43”; la primaria è anche binaria spettroscopica.
Questa stella è stata riportata in passato come variabile da diversi osservatori: Innes ad esempio, nel 1895, ne registrò un’ampiezza di variazione (irregolare) tra 3,2 e 3,8; da diversi decenni, comunque, non se ne registra alcuna variazione certa. Hipparcos la include tra le possibili micro-variabili, con ampiezze al di sotto delle 0,03 magnitudine.
Posta circa 2.8° a nord-nordest della g Vel, si tratta di una variabile pulsante a corto periodo di tipo abbastanza insolito. Scoperta da E Hertzsprung nel 1931, è stata considerata il prototipo della classe delle cefeidi nane ed è stata anche classificata come stella del tipo d Sct. Bessell (da non confondere con colui che misurò per primo la parallasse di una stella, la 61 Cyg) nel 1969 introdusse la designazione AI Velorum stars per tutti gli oggetti del tipo d Sct con ampiezze di variazione superiori alle 0,3 magnitudine. Inizialmente AI Vel, così come tutte le d Sct, venivano classificate insieme alle stelle del tipo RR Lyr, ma ben presto se ne notarono alcune peculiarità decisamente insolite per quel tipo di variabili. Secondo il General Catalogue of Variable Stars, 4th edition. (Kholopov et al. 1985-88), la stella ha un’ampiezza di variazione tra magnitudine 6,15 e 6,76, con un periodo di 0,11157411 giorni. Le sue curve di luce mostrano diverse caratteristiche insolite e abbastanza sconcertanti. Alcuni massimi sono oltre due volte più alti degli altri; un massimo molto elevato può essere seguito da uno piccolissimo. La velocità radiale, che mediamente è di circa 14,5 km/sec., è altrettanto variabile, scendendo alle volte fino a zero e salendo delle altre fino ad oltre 40 km/sec. Si tratta, con tutta evidenza, di un caso di pulsazioni con diversi periodi sovrapposti. In aggiunta al ciclo principale di circa 2h 40m, la stella ne mostra altri di 46, 64 e 124 minuti; quando l’interferenza tra queste diverse oscillazioni le fa sommare tutte, la variazione totale dello splendore arriva a quasi 1 magnitudine; quando l’interferenza diviene distruttiva, l’ampiezza è solo una frazione di magnitudine.
Posta proprio al confine tra le costellazioni Vela e Antlia, questo esempio paradigmatico di nebulosa planetaria è noto agli astrofili dell’emisfero australe come l’anello del Sud. Simile ad M57 nella Lira quanto ad estensione, appare però più cospicua di quella grazie soprattutto al molto maggior splendore della stella centrale, facilmente visibile anche in piccoli telescopi. NGC3132 ha un diametro di circa mezzo anno-luce (circa 4.500 miliardi di chilometri) e si trova a circa 2.000 anni-luce dalla Terra. Sul web è disponibile un’immagine della nebulosa planetaria NGC3132 ripresa dal Telescopio Spaziale. L’immagine del telescopio spaziale Hubble mostra chiaramente che al centro della nebulosa ci sono due stelle: una luminosa ed una più debole spostata in alto a sinistra. Una terza stella è visibile attraverso il bordo della nebulosa, ma si tratta di una stella che non ha nulla a che vedere con la nebulosa, vi si trova proiettata per caso. La stella responsabile dell’emissione gassosa è quella più debole, che è diventata più piccola del nostro Sole ma molto più calda. Il flusso di radiazione ultravioletta emesso dalla sua superficie investe i gas in allontanamento e li rende fluorescenti. I colori dell’immagine sono stati scelti dal team Heritage in modo da rappresentare la diversa temperatura del gas che compone la nebulosa. Il blu rappresenta il gas più caldo, confinato nella regione più interna; il rosso indica il gas più freddo, disposto lungo il bordo. Questa immagine mostra anche una schiera di filamenti, in particolare a sinistra è visibile un esemplare che attraversa l’intera nebulosa. Queste strutture sono formate dalla condensazione di polveri ricche di carbonio che aggregano il gas in espansione. Fra milioni di anni probabilmente questo carbonio verrà incorporato in nuove stelle, nuovi pianeti e forse entrerà a fare parte di forme di vita.
Grande ammasso globulare che, purtroppo, rimane sempre troppo basso sull’orizzonte anche alle latitudini italiane più meridionali. Da notare l’alta velocità radiale. Poco concentrato, ma le sue stelle più brillanti, di magnitudine 13 circa, ne rendono possibile la risoluzione con strumenti tra i 15 e i 20 cm. Di apertura. Molto bello anche con i binocoli, specie se di diametro tra i 70 e gli 80 mm.
Volans
Confina ad est e a nord con la Carena. Invisibile alle nostre latitudini, la sua stella più luminosa è b Vol (V: 3,77; spettro: K2). | |||||||||||||||||||||||||||||||
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