IL SORPRENDENTE SISTEMA SESTUPLO DI CASTOR

Dal tardo autunno fino alla primavera, la costellazione dei Gemelli, altissima al meridiano di prima sera in Marzo alle latitudini medio-settentrionali, si rende manifesta soprattutto per le due luminose stelle, vicine tra loro, che identificano i mitici Dioscuri: la bianca Castor e la dorata Pollux. E' alquanto strano come gli arabi, attenti osservatori, stimarono le due stelle di luminosità identica; dal canto suo, l'astronomo tedesco Johann Bayer, nel compilare la sua ben nota Uranometria, pubblicata nel 1603, attribuì a Castor la lettera α, ad indicarne il primato luminoso su Pollux che ricevette quindi la β. Tale stima venne in seguito ribadita anche da Flamsteed nel suo Historia Coelestis Britannica del 1714. Si presume quindi che qualcosa possa effettivamente essere cambiato negli ultimi quattro secoli anche se non esiste documento che possa attestare quale delle due stelle abbia incrementato o diminuito la propria luminosità, e in che misura. Mentre Polluce è una gigante arancione lontana 35 anni luce, non dissimile da Arcturus per alcune grandezze fisiche quali diametro, temperatura e luminosità intrinseca, la bianca luce di Castor, al contrario, ci rivela particolari incredibili sulla sua multipla natura; Wilhelm Herschel, il più valente astronomo osservativo di tutti i tempi, ebbe a definire Castor “la più pregevole stella doppia dell’emisfero boreale” pur senza conoscere ancora la sua reale natura di sistema multiplo, particolarità che verrà rilevata in seguito. Ma andiamo per ordine.

I due Gemelli: la dorata Pollux, in basso a sx, e la bianco-azzurra Castor, in alto a dx (Image credit: Greg Parker) 

Castor splende di magnitudine 1,58, ponendosi quindi seconda, in ordine di luminosità, tra le stelle dei Gemelli dopo Pollux e ventiquattresima tra tutte quelle che popolano l'intera volta celeste. Sembra sia stato l'astronomo italiano Giandomenico Cassini, nel 1678, il primo a risolvere la stella in due componenti anche se la sua doppia natura divenne nota solo nel 1719, allorché Herschel la presentò come primo esempio noto di stella binaria. Storia alquanto curiosa: allorché, infatti, egli compilò nel 1784 e nel 1782 due cataloghi di stelle da lui definite “doppie”, era convinto che queste fossero solo prospettiche e non fisicamente legate tra loro come invece accade nella realtà; anzi, l'astronomo tedesco, ritenendo che tutte le stelle splendessero della stessa luminosità intrinseca, rilegava quella apparente solo alla distanza, aspettandosi quindi che la componente più luminosa in una coppia fosse quindi la più vicina: ragione per la quale essa avrebbe dovuto mostrare un certo spostamento parallattico rispetto alla secondaria, più lontana.

Ma Herschel non ottenne alcun risultato a suffragare tale ipotesi, fortemente contrastata dal reverendo ed astronomo inglese John Michell che dedusse, tramite puro calcolo probabilistico, che erano ben troppe le stelle doppie che potevano spiegarsi con un casuale allineamento prospettico. Quasi un quarto di secolo più tardi Herschel giunse alla medesima conclusione, rinnegando la sua ipotesi; questo arco di tempo gli permise infatti di osservare, per alcune delle doppie che seguiva, degli “archi di orbita” seguiti dalle componenti più deboli attorno alle più luminose. Abbandonando quindi la sua ipotesi, fu proprio Herschel ad annunciare per primo, nel 1803, che era la gravitazione a tenere legate tali binarie, fornendo come primo esempio proprio la stella α dei Gemelli, da lui seguita per lunghi anni.

Localizzazione di Castor nella costellazione dei Gemelli

Da allora, le due componenti del sistema sono denominate Castor A la più luminosa (mv = 1,93) e Castor B (mv = 2,97) la più debole. Dopo aver raggiunto la minima separazione angolare di 1,8” d’arco nel 1965, le due componenti vanno da allora “aprendosi”: al momento, la coppia AB è separata da circa 4,8'' d’arco, valore in costante aumento fino al 2085, quando le due saranno lontane 7,35'' d’arco. L’uso di un comune telescopio è quindi già sufficiente per risolvere Castor in due stelline, entrambe bianco-azzurrine ma dalla evidente differenza di luminosità, a patto di effettuare l’osservazione sotto un cielo che restituisca immagini le più calme e puntiformi possibili. Misurazioni astrometriche relative alla posizione della coppia, effettuate a partire dal XIX secolo, hanno permesso di seguire l’arco orbitale finora percorso dalla componente B per circa metà dell’intera orbita; non essendo quindi noto con precisione, il periodo orbitale “più probabile” stimato sembra essere di 467 anni. Mettendo in relazione tali grandezze con i dati ottenuti dal satellite Hipparcos sulla distanza del sistema, stimata in 51 anni-luce, ne consegue che la distanza fra le due componenti varia da un minimo di 71 UA fino ad un massimo di 138 UA.

Illustrazione del sistema sestuplo di Castor, con diametri ed orbite delle componenti 

Nel 1904, l'astronomo americano Heber D. Curtis annunciò che entrambe le stelle erano, a loro volta, doppie spettroscopiche: la duplicità si rese manifesta dallo spostamento periodico delle righe spettrali per effetto Doppler, dovuto al moto orbitale. Scoperta certamente degna di nota poiché, improvvisamente, Castor diveniva il secondo sistema quadruplo noto dopo quello di ε Lyrae! Studi condotti sui ciclici spostamenti delle righe spettrali, in stretta relazione con la velocità radiale delle stelle, forniscono alla coppia Aa e Ab, separata da 3 milioni di km, un periodo orbitale di 9 giorni; al contrario, le più vicine Ba e Bb impiegano poco meno di 3 giorni a compiere una rivoluzione attorno al comune centro di massa. Le componenti secondarie di ognuna delle due coppie distano circa 0,12 e 0,03 UA dalle principali; mentre queste ultime sono stelle di sequenza principale di tipo A, con luminosità rispettivamente 34 (Aa) e 14 (Ba) volte quella solare, le due compagne più piccole sono entrambe di tipo M, più piccole e fredde del Sole e con la metà della sua massa. Ma le sorprese non finiscono qui.

Basta infatti un comune telescopio per poter individuare, a poco più di 1’ dalla coppia principale, un’anonima stellina rossastra di decima grandezza che, osservata nel corso degli anni, ha reso manifesto lo stesso moto nello spazio delle componenti A e B: si tratta di Castor C, terza componente del sistema, che dista dalla coppia principale almeno 1.000 UA (150 miliardi di km) e attorno alle quali sembrerebbe orbitare in non meno di 14 mila anni! Castore C è una binaria sia spettroscopica sia ad eclisse, cioè le due stelle si eclissano a vicenda durante il loro moto orbitale. Il periodo orbitale è di 0,81428 giorni, corrispondenti a circa 19,54 ore. Un periodo così breve indica che le due componenti sono molto vicine fra loro: 2,7 milioni di km. L'orbita delle due stelle si presenta quasi di taglio e ciò spiega perché le due componenti, viste dalla Terra, si eclissano a vicenda. Le due componenti, entrambe di classe M1Ve, possiedono caratteristiche quasi identiche: i valori di massa, raggio e luminosità sembrano essere rispettivamente la metà, 0,6 volte ed appena 7 centesimi di quelli del Sole per entrambe le componenti. Le osservazioni nelle alte energie condotte da telescopi spaziali hanno rivelato che, nei raggi X, la coppia AB è ben quattro volte meno luminosa della componente C che, pur essendo composta da stelle fredde, sono tuttavia interessate da fenomeni di intensa portata.

La sigla YY Gem, con la quale è conosciuta la componente C, identifica la presenza di una variabilità; questa è in primis dovuta alla mutua eclisse, essendo le loro strette orbite - il periodo è si dole 189,5 ore - complanari alla nostra linea visuale. Ma le due nane rosse esibiscono anche intensi brillamenti superficiali a cui sono associate intense emissioni nei raggi X aventi luogo nelle rispettive corone, molto probabilmente dovute ad interazioni tra gli intensi campi magnetici delle due nane rosse: secondo gli studi finora condotti, la loro frequenza sarebbe elevatissima, uno circa ogni 10 ore! Inoltre, nella curva di luce, il transito identificato come secondario un decennio fa appare ora più profondo dell'altro: ciò viene interpretato con la presenza di vaste macchie sulla superficie di uno dei due astri che si sarebbero spostate longitudinalmente negli ultimi dieci anni su una delle due componenti.

Minimo primario di YY Gem con, in alto a dx, un picco dovuto ad un intenso flare della nana rossa (Image credit: Gregor Srdoc)

Castor C venne scoperta spettroscopicamente, quindi identificata come terza componente del sistema di Castore nel 1926; in realtà, l'orbita di Castor C non è ben nota ma se questa dovesse essere iperbolica, allora Castor C sarebbe solo “momentaneamente” legata al sistema AB, dal quale si allontanerà in futuro. Tralasciando questo dato, al momento quello di Castor è ad ogni modo un sistema popolato, quindi, da ben sei stelle legate tra loro dalla mutua gravità: roba da capogiro!

Comparazione tra le componenti del sistema di Castor e il Sole

L'ultima sorpresa nella nostra esplorazione virtuale del sistema di Castor è che essa da il nome all’omonima corrente di stelle che condividerebbe lo stesso movimento nello spazio: il cosiddetto gruppo in moto di Castor. Questo fu proposto per la prima volta dai ricercatori J.P. Anosova e V.V. Orlov nel 1990, definendone l'appartenenza di 15 membri; nove anni più tardi, altri ricercatori aggiunsero un ulteriore stella, stimando l'età del gruppo in 200 milioni di anni: tra i membri, figurerebbero altre stelle note e luminose quali Fomalhaut, Vega, Alderamin e Zubenelgenubi, posizionate in punti molto lontani sulla volta celeste. 

Tuttavia, alcuni studi mettono in dubbio non solo il numero di componenti ma addirittura l'esistenza stessa del gruppo: vi è infatti una controversia sul fatto che il gruppo in moto di Castor costituisca un reale gruppo fisico di stelle dall'origine condivisa - come, ad esempio, una associazione stellare - o se sia, piuttosto, un gruppo di stelle di età eterogenea, composizione chimica e velocità simili tra loro ma di differente origine. La bassissima densità del gruppo farebbe si che tali sistemi stellari non siano legati tra loro; inoltre, è stato scoperto che le differenze di velocità da stella a stella sono così grandi - 5>10 km/s - che tali presunte componenti  non si trovavano entro 100 PC l'una dall'altra fino a 10 milioni di anni fa: ancor meno, quindi, nella presunta età stimata del gruppo ovvero 200 milioni di anni. Le più recenti conclusioni stabiliscono come estremamente improbabile la nascita dallo stesso apparato nebulare delle componenti e, di conseguenza, l'inesistenza del gruppo in moto di Castor.

STELLE VERDI: DOVE SONO TUTTE QUANTE?

Chi conosce bene il cielo stellato sarà certamente a conoscenza della totale assenza di stelle di colore verde nell'intera volta celeste. Certo, l'osservazione telescopica di stelle doppie potrebbe smentire l'affermazione sopra enunciata; è infatti noto come, in alcuni casi, le componenti meno luminose appaiano, infatti, di una tipica colorazione verdognola. Si tratta però di un mero effetto ottico laddove, nel caso di due sorgenti luminose puntiformi vicine tra loro, allorché una delle due stelle è molto più colorata e luminosa dell'altra, la secondaria appare del colore complementare: si ha così che la stella più debole appare verde se quella principale è rossa (come nel classico esempio di Antares B, compagna della supergigante rossa α Scorpii) oppure blu se quella più luminosa è gialla (come nel caso di Almach B, compagna della gigante arancione γ Andromedae). In altri casi, alcune delle nane bianche situate al centro di nebulose planetarie appaiano verdi; ma anche qui, il colore non è reale, dovuto alla semplice rifrazione della luce della stella caldissima indotta dai gas nebulari.

Certo, verrebbe da pensare che l'Universo non abbia, alquanto stranamente, programmato l'esistenza di stelle verdi nella vasta tipologia di oggetti che lo popolano; in realtà, le cose stanno diversamente: le stelle verdi, infatti, esistono, ma non vengono purtroppo rilevate come tali dal nostro occhio. Vediamo quindi come stanno effettivamente le cose.

Innanzitutto, c'è da dire che l'occhio umano avverte una sensazione di colore ben precisa quando l'energia emessa da una sorgente luminosa come una stella è concentrata attorno ad un preciso valore di lunghezza d'onda (λ) della radiazione; infatti, poiché ad ogni valore di λ corrisponde un preciso valore dell'energia dei fotoni emessi dalla sorgente luminosa, attraverso il nostro occhio si produce una ben definita sensazione neuro-psichica che corrisponde alla visione di un determinato colore: dal rosso (7.000 Å), al giallo (6.000 Å), al verde (5.000 Å), al blu (4.400 Å) e al violetto (3.600 Å), secondo l'ordine crescente di energia dei fotoni. 

Naturalmente, ciò vale per un occhio “medio”, potendo tali sensazioni essere soggettive, più o meno diversificate da una persona ad un'altra.

Se una sorgente emette radiazioni comprese in un intervallo molto grande di lunghezze d'onda, come qualsiasi corpo che non si trovi allo zero assoluto (-273° C), essa può dar luogo ad una sensazione di colore cosiddetta “dominante” se la sua curva di emissione - ovvero, la distribuzione della quantità emessa in funzione di λ - ha un massimo ben pronunciato: proprio il caso delle stelle, oggetti che mostrano colori dominanti quali il rosso, il giallo o l'azzurrino. Vien da se che la stima del colore di una sorgente deve essere fatta con strumenti di misura oggettivi, ovvero non legati alla sensazione di colore data dall'occhio umano, che ha una forte componente psichica. Si eseguono quindi misure con rilevatori sensibili solo entro determinate bande spettrali, ciascuna delle quali corrisponde ad un determinato “colore”. 

Il colore di una sorgente ha un preciso significato fisico quando essa si trova nella condizione di cosiddetto “corpo nero”, oggetto ideale capace di assorbire ed emettere radiazioni in tutte le lunghezze d'onda. Per una sorgente luminosa reale quale una stella, il colore è un indicatore della sua temperatura. Sono ben note le variazioni di colore di un metallo - ad esempio, una sbarra di ferro - quando, in un ambiente buio, viene riscaldato gradualmente fino alla sua fusione: prima è invisibile poiché, alla temperatura ambiente emette prevalentemente radiazioni infrarosse cui il nostro occhio non è sensibile, quindi assume un colore rosso che diventa sempre più vivo all'aumento della temperatura divenendo giallo ed infine bianco-bluastro, man mano che esso raggiunge la temperatura di fusione.

In questo diagramma bidimensionale, i colori della radiazione del corpo nero e della maggior parte delle stelle giacciono sul linea Planckiana - quella curva - con la temperatura espressa in kelvin; i colori spettrali (arcobaleno) giacciono invece sulla parte curva esterna del diagramma, con la lunghezza d'onda espressa in nanometri.

Le diverse sensazioni di colore si spiegano col fatto che, all'aumentare della temperatura, il massimo di emissione si sposta verso lunghezze d'onda minori, cosa che porta il colore dominante a variare; tale fenomeno, noto come legge di Wien, viene sfruttato per determinare con buona approssimazione la temperatura di una sorgente luminosa reale sia essa la temperatura di un forno, quella della lava che sgorga da un vulcano, quella di una stella o, addirittura, quella di un suo brillamento. In astronomia è molto usato il cosiddetto sistema fotometrico standard di Johnson e Morgan, caratterizzato dalle bande spettrali U, B e V (ultravioletto, blu e visibile) e dagli indici di colore U-B e B-V. Le tre bande spettrali U, B e V sono approssimativamente centrate alle lunghezze d'onda 3.650 Å , 4.400 Å e 5.500 Å, coprendo intervalli spettrali rispettivamente uguali a 680 Å, 980 Å e 890 Å.

Immagine in falsi colori in cui sono presenti stelle rappresentate di colore verde

Tranne il bianco, nello spettro elettromagnetico sono presenti tutti i colori: il verde, in particolare, giace nel mezzo. La spiegazione sul perché nel Cosmo non siano mai presenti stelle verdi, va quindi ricercata nella specifica curva di risposta spettrale dell'occhio umano.

Le stelle fredde emettono radiazioni con picco dominante nel rosso, tale per cui vengono percepite come rosse; così, quelle calde, emettendo radiazioni con picco dominante nel blu, vengono percepite come azzurre. Le stelle aventi una temperatura con un picco dominante nel verde (ovvero, quelle con temperatura superficiale compresa indicativamente tra 6.000 e 7.000 K) inviano anche tutte le altre radiazioni luminose incluse nello spettro e queste radiazioni sono in grado di attivare contemporaneamente tutti e tre i tipi di coni, presenti nella retina, che catturano la luce verde, blu e rossa. Queste informazioni vengono inviate al cervello che rielabora i tre colori percepiti dalla suddetta radiazione (verde, rosso e blu) e li interpreta come bianco. Ecco, quindi, che una reale stella verde viene rielaborata dal nostro cervello come bianca: inclusa la famosa Zubenelschemali (β Librae) che, descritta in passato da alcuni osservatori, è invece del tutto neutra. Per ottenere le stelle verdi in fotografia, è invece necessario rielaborare le immagini ottenute con i rilevatori applicati agli strumenti applicando le opportune "palettes", assegnando l'output di ogni filtro usato nella ripresa uno specifico colore.

L'ENIGMA SVELATO DI EPSILON AURIGAE

Il vasto mondo delle stelle variabili è quanto mai affascinante a causa delle numerose tipologie di curve di luce che tali astri esibiscono; disegni che, messi in relazione alle caratteristiche spettrali e ad altre grandezze intrinseche quali diametri, luminosità o parametri orbitali (nel caso di componenti binarie in eclisse) riescono spesso a fornire quadri abbastanza indicativi di quanto, a distanze davvero inimmaginabili per l’umana mente - a volte, anche dell’ordine di migliaia di anni luce - accade. La strada per arrivare alla piena comprensione di tali scenari è spesso densa di misteri che però, a volte, vengono svelati grazie all’apporto delle moderne tecnologie applicate agli strumenti dediti all’osservazione astronomica. Uno di questi riguarda la recente risoluzione di un enigma che da quasi due secoli avvolgeva una tra le tante stelle di terza grandezza presenti nel firmamento: ε Aurigae. Partiamo prima, però, per un breve excursus storico/nozionistico lungo i passi che hanno fatto luce su questa che è tra le più importanti e singolari variabili ad eclisse conosciute.

Innanzitutto, Almaaz è il nome proprio di ε Aurigae, che trae origine dall'arabo al-mācz ("il capretto"), secondo la classica rappresentazione che gli antichi arabi ereditarono dalla tradizione greco-romana; tale stella, infatti, con le vicine ζ, η Aurigae delinea un singolare triangolo stellare non lontano dalla luminosissima Capella (α Aurigae), nelle quali la tradizione greca vedeva tre piccole caprette venute appena alla luce e vicine alla loro madre (Capella); tale quartetto che era tenuto in bracci da un personaggio che la tradizione greca identificava nel mitico Erittonio.

Sebbene la stella sia facilmente visibile ad occhio nudo, le variazioni della luce di ε Aurigae vennero individuate per la prima volta nel 1821 dall’astronomo tedesco Johann Fritsch. Ulteriori osservazioni, effettuate tra il 1842 e il 1848 ad opera di altri due astronomi tedeschi, Eduard Heis e Friedrich Wilhelm Argelander, evidenziarono come, a partire dal 1847, la luminosità apparente di ε Aurigae iniziò ad abbassarsi significativamente fino alla magnitudine 3,8; poco meno di due anni più tardi, la stella tornò a risalire, stabilizzandosi alla terza grandezza.

Tele bizzarro comportamento attirò su di essa l’attenzione della comunità scientifica del tempo; di conseguenza, vennero ottenuti numerosi dati osservativi dai quali si evidenziò come la stella, oltre a subire variazioni di luce di un lungo periodo, ne mostrava altre di breve termine e di minor entità. Le successive variazioni di luce si verificarono tra il 1874 e il 1875 e, nuovamente, quasi trent'anni dopo, tra il 1901 e il 1902. Quindi nel 1928, 1955 e 1982, fino all'ultima avvenuta nel 2009.

A seguito di studi dettagliati, l’astronomo tedesco Hans Ludendorff, direttore dell'osservatorio di Postdam, pubblicò nel 1904 un articolo sul Astronomische Nachrichten dal nome “Untersuchungen über den Lichtwechsel von ε Aurigae” (Indagini sui cambiamenti di luce di ε Aurigae) nel quale, per la prima volta, veniva suggerito come la stella fosse una variabile ad eclisse del tipo Algol. Nel suo modello, le variazioni di lungo periodo derivavano da mutue eclissi da parte di due stelle componenti il sistema mentre quelle a breve termine erano indotte dal trasferimento di materiale gassoso da una all'altra delle due componenti. Ludendorff suggerì che il periodo orbitale fosse pari a poco più di 54 anni e 3 mesi e che il periodo in cui i minimi osservati si presentavano (27,12 anni) derivasse dalla separazione delle stesse; la visione di Ludendorff non era lontana dalla realtà, poiché il periodo orbitale oggi riconosciuto è pari a 27,12 anni, uno tra i più lunghi noti tra le variabili ad eclisse. Anche se chiaramente non poteva ancora saperlo, la sua dichiarazione conclusiva secondo cui ε Aurigae era uno "strano sistema" sarebbe ancora oggi perfetta così come lo era nel 1904!

Dall'epoca della sua scoperta, la stella dell’Auriga divenne presto un vero puzzle tanto che alcuni dei più grandi nomi dell'Astronomia hanno cercato di farvi luce. Uno dei problemi principali, ad esempio, era il fatto che, sebbene l'eclisse mostrasse un minimo piatto - tipico delle eclissi totali (per 370 giorni, la luce resta pressoché costante al minimo) con un solo spettro - quello di una stella di tipo F - lo spettro dell'altro corpo non compariva mai: cosa che portava a concludere che la stella di tipo F restava completamente occultata dietro un'altra stella più grande e più oscura. Una singolare stranezza quella dello spettro della stella F, che non scompariva mai come invece dovrebbe avvenire quando la stella viene completamente eclissata: questo restava solo indebolito, come se la sua luce passasse attraverso una sorta di filtro.

Il primo modello accurato su ε Aurigae venne elaborato nel 1937 dai grandi astronomi visuali Gerard Kuiper, Otto Struve e Bengt Strömgren, tutti e tre membri dello Yerkes Observatory; questo delineava un sistema binario contenente una stella supergigante di tipo F e un’altra così fredda e poco densa tale da essere dagli stessi definita come “semitrasparente”: quest’ultima la diretta responsabile delle eclissi totali apportate alla compagna. Secondo tale modello, la luce della stella F, completamente eclissata, sarebbe però stata diffusa dalla estremamente esile atmosfera della compagna eclissante, allo stesso modo in cui la corona del Sole diffonde la luce proveniente dalla sottostante fotosfera. Nel 1961, l'astrofisica Margherita Hack, a seguito di osservazioni durante l'eclissi del 1955-57, propose che la componente secondaria potesse essere invece stella calda e circondata da un guscio di materiale, diretto responsabile dell'eclissi. L'astronomo americano di origine cinese Su-Shu Huang, delineando in una pubblicazione del 1965 alcuni difetti presenti nel modello precedentemente redatto da Kuiper, Struve e Strömgren propose come soluzione che il misterioso compagno eclissante potesse essere in realtà un esteso e particolarmente denso sistema di dischi di polvere in orbita attorno alla stella, posti quasi di profilo lungo la nostra visuale. Scenario che nel 1971, ad opera dell’astronomo Robert Wilson, venne modificato con l'introduzione di un disco sottile ed inclinato, con tanto di apertura centrale, che andava a sostituire il disco spesso proposto da Huang; tale modello poteva descrivere più facilmente gli effetti osservati delle eclissi, in particolare la veloce risalita e seguente ritorno al minimo osservata a metà delle eclissi.

A partire dal i primi anni ’70 del secolo scorso, tutte le ipotesi sono focalizzate sul modello di un disco sottile; tuttavia, sul sistema di ε Aurigae restano ancora alcune domande senza una chiara riposta: la stella F, componente primaria del sistema, è una supergigante massiccia o una stella del ramo gigante post-asintotica? Qual è il centro del disco eclissante? Questo è inclinato o deformato? E quanto massiccio? In tempi più recenti, precisamente nel 2005, il sistema di ε Aurigae venne osservato nell'ultravioletto dal telescopio spaziale FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer); dal momento in cui questo sistema stellare non emette energie con valori caratteristici di oggetti esotici come sistemi binari formati da coppie di stelle a neutroni o da buchi neri, venne quindi concluso che l'oggetto caldo presente al centro del disco non poteva essere un residuo stellare di questo tipo quanto una più comune ma calda stella di tipo B5.

La comprensione di questa misteriosa variabile è cresciuta di pari passo al progredire delle tecniche applicate in Astronomia. ε Aurigae è stata osservata in quasi tutte le lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico: essa è nota per essere luminosa nell'infrarosso, nell'ottico e nell'ultravioletto ed anche fotometricamente e spettroscopicamente variabile a molte lunghezze d'onda. La componente primaria è stata risolta utilizzando l'interferometria ottica e si presenta con un diametro apparente pari a 2,2 millesimi di secondo d'arco; le reali dimensioni, tuttavia, sono del tutto indicative in quanto sulla distanza del sistema esiste un margine di incertezza tale da porlo tra i 650 e i 1500 anni luce. Si presume, tuttavia, che la componente primaria sia una stella gigante o supergigante.

Ad oggi, sono due i modelli che spiegano le caratteristiche osservate, l'uno detto "di massa elevata”, l'altro “di massa ridotta”. Nel modello “a massa ridotta”, la componente primaria è una gigante evoluta, attualmente sul cosiddetto ramo asintotico del diagramma HR, dalla massa compresa tra 2 e 4 volte quella del Sole, prospettiva basata su stime di distanza e luminosità che però sono inferiori alla maggior parte delle osservazioni. Più verosimilmente, la componente primaria del sistema, nota come ε Aurigae A, è una gigante di tipo F0 che, trovandosi sul ramo asintotico, esibisce tra l'altro pulsazioni semi regolari osservate nelle variazioni luminose a breve termine; stime sul diametro (pur queste variando considerevolmente a seconda della fonte) ne fanno una stella gigantesca, larga da 140 a 360 volte il diametro del Sole; di conseguenza, la superficie emissiva è talmente vasta che la sua luminosità intrinseca risulta essere ben 38 mila volte quella della nostra stella! Fosse idealmente collocata al posto del Sole, essa ingloberebbe sicuramente l’orbita di Mercurio e, forse, anche quella di Venere.

Ciò che si può dire sulla componente secondaria è che questa emette una quantità di luce relativamente insignificante nel totale emesso dal sistema; studi spettroscopici hanno rilevato come questa abbia una emissione fredda, ad appena 550 K, particolarità che porta a ritenere la secondaria essere per l'appunto il disco polveroso (di cui si accennava già sopra) dal raggio pari a 3,8 UA, che blocca circa il 70% della luce che lo attraversa, consentendo di vedere la luce della stella primaria anche durante le eclissi. Secondo la funzione di massa per tale sistema binario, questa dovrebbe avere una massa non dissimile dalla primaria, cosa che invece diverge dalle osservazioni, laddove essa risulta essere invece una stella di sequenza principale di tipo B che potrebbe anche essere, a sua volta, una binaria spettroscopica, costituita da due - o, forse, addirittura più - stelle di sequenza principale. La secondaria sarebbe quindi una stella di sequenza principale di tipo B5V, situata esattamente al centro del disco e la cui massa, a seconda del modello passerebbe, da un valore di 13 (massa elevata) a 6 (massa ridotta) volte quella del Sole.L'orbita, che risulta essere ben determinata, è inclinata di quasi 90° rispetto alla nostra visuale, con le due componenti tra loro lontane da 35 UA (nel modello a massa elevata) a 18 UA (in quello a massa ridotta).

Le immagini che hanno finalmente permesso chiarire l’enigma di ε Aurigae durante l’ultima eclisse, quella del 2009, sono state ottenute dall’interferometro Michigan Infra-Red Combiner; tale tecnica permette di ottenere elevati poteri risolutivi combinando coerentemente le informazioni che provengono da più osservatori astronomici distanti fra loro da pochi metri fino a migliaia di chilometri: essendo il potere risolutivo risultante proporzionale alla distanza tra gli osservatori stessi, l'interferometria permette quindi di superare i limiti imposti dalle difficoltà tecniche di realizzazione di telescopi a grande apertura e, quindi, molto costosi. Nel caso di ε Aurigae, la luce raccolta da quattro telescopi del CHARA Array della Georgia State University è stata combinata ottenendo così singole immagini con un livello di dettaglio equivalente a quelle che si otterrebbero con un singolo telescopio dallo specchio 100 volte più grande di quello dell’Hubble Space Telescope!

Il risultato è l’immagine più dettagliata finora ottenuta del sistema di ε Aurigae laddove, all’inizio dell’eclisse, è stata ripresa per la prima volta la sagoma dell’ombra prodotta sulla stella dal sottile disco di polveri, precedentemente ipotizzato, che orbita attorno alla stella; questo si trova quasi esattamente di taglio rispetto al piano visuale sul quale giacciono la stella e la Terra: un allineamento assolutamente eccezionale che dà origine ai fenomeni di fluttuazione luminosa osservati, risolto a quasi due secoli dalla scoperta.

IL RECENTE MASSIMO DELLA STELLA CON LA CODA

Potessimo osservare con attenzione la costellazione del Mostro marino (Cetus, impropriamente chiamato “Balena") comodamente in ogni notte dell'anno e senza il disturbo del Sole che le transita vicino in primavera, poco sotto l'esagono di stelle di terza e quarta grandezza che ne contraddistingue la testa noteremmo la presenza di una stella dalla colorazione prettamente rossastra che, dopo essere  apparsa dal nulla ed essersi resa visibile per soli due mesi, tornerebbe da li a poco a dileguarsi per scomparire nuovamente nelle oscurità cosmiche. Armati di buona pazienza, noteremmo però che, come per magia, essa tornerebbe a rendersi visibile e a scomparire nuovamente in un ciclo lungo 332 giorni: parliamo, ovviamente, di Mira, prototipo delle variabili pulsanti a lungo periodo.

L'anomalo comportamento luminoso di tale stella, lontana 410 anni luce dal Sistema Solare, venne notato per la prima vota sicuramente dall’olandese D.Fabricius nel 1596 quando essa venne valutata addirittura di prima grandezza, motivo che indusse l'astronomo a pensare potesse trattarsi di una nova; qualche anno più tardi, però, lo stesso dovette ricredersi allorché, nel 1609, la stella tornò nuovamente visibile. In tempi ancor più antichi, forse già l'astronomo greco Ipparco, nel II secolo a.C., sembra si fosse accorto di essa. Il suo bizzarro comportamento indusse l’astronomo polacco J.Hevelius ad attribuirle l’appellativo di "la meravigliosa”, che comparve nel Historia Mirae Stellae, pubblicato nel 1662. E non è difficile capirne il motivo: Mira fu, infatti, la prima stella variabile ad essere scoperta, seguita qualche anno dopo da Algol (β Per, prototipo delle variabili ad eclisse con orbita vista quasi di taglio) anche se, molto probabilmente, anche quest’ultima venne notata ben prima della sua scoperta, avvenuta nel 1670 ad opera dell'italiano G.Montanari.

Fu però un'altro astronomo olandese, J.P.Holwarda, a scoprire, durante uno studio sistematico effettuato nel 1638, che la stella scompariva e riappariva secondo un ciclo variabile da egli stimato in 330 giorni; in seguito, I.Bouillaud perfezionò la stima sul periodo di variabilità, valutandola in 333 giorni: sbagliò di meno di un giorno rispetto al valore di 332 giorni rilevato con misure odierne ma poiché le variabili a lungo periodo - chiamate “del tipo Mira” o “mireidi” - variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca! Qualunque esperto osservatore del cielo che ponga attenzione su Mira potrà notare, senza difficoltà alcuna, come la stella sia invisibile ad occhio nudo per diversi mesi lungo l'anno solare, per poi rendersi visibile, raggiungere il massimo di luminosità e quindi discendere fino a sparire in un lasso di tempo relativamente breve, pari a soli 2 mesi: un comportamento certamente “meraviglioso” per primi contemplatori ne notarono l’andirivieni luminoso e per il quale, l’appellativo di Hevelius, calza perfettamente.

L'ultimo picco di luminosità di Mira è avvenuto nei giorni appena passati, esattamente tra il 29 e il 31 dicembre 2017: ancora in questi giorni, quindi, Mira è al massimo della luminosità (alla stesura di queste righe, essa splende di magnitudine 3,6), rendendosi perfettamente visibile ad occhio nudo. 

Documenti storici registrati anche in epoca telescopica riportano massimi di luminosità ancora maggiori; ciò accadde sicuramente il 6 novembre del 1779, quando la stella arrivò a brillare di magnitudine 2, divenendo allora la più luminosa della costellazione assieme a Diphda (β Cet).

Essendo comunque variabili, il più delle volte il massimo di luminosità di Mira scende alla magnitudine 4,9 (rendendosi, quindi, appena visibile ad occhio nudo, e con una differenza di luminosità fino a 15 volte tra i diversi massimi); ma ci sono indizi storici che suggeriscono come l'intervallo possa essere anche tre volte superiore a questo. I minimi differiscono tra loro molto meno, da sempre compresi tra le magnitudini 8,6 e 10,1: stabilire se tali differenze si verificano in modo del tutto casuale oppure se c'è qualche periodicità lunghissima che si sovrappone a fenomeni accidentali è per ora impossibile: occorrerebbero osservazioni ininterrotte estese per molti secoli che potessero consentire uno studio statistico. Il cambiamento totale di luminosità tra il minimo più basso e il massimo più alto (cosa che non succede in un singolo ciclo) è pari a ben 1700 volte. La forma della curva di luce è composta da un salita di luminosità lunga circa 100 giorni, seguita da una discesa che dura almeno il doppio.

Ad ogni modo, Mira raggiunge mediamente al massimo la magnitudine 3,5 per poi scendere poco oltre la decima: un cambiamento complessivo di luminosità di oltre 1.500 volte, che si perpetua in un ciclo lungo 332 giorni. Qui di seguito, curva di luce di Mira fino a data odierna (fonte: AAVSO):

Nelle variazioni di Mira, il picco si verifica quando la stella è più calda e, quindi, più piccola. Tenendo presente che la luminosità è somma della magnitudine assoluta (ovvero, il valore che la magnitudine avrebbe se la stella si trovasse alla distanza standard di 10 parsec) e della ristretta quantità di radiazione emessa nel visibile (ovvero, come essa appare senza tener conto di fattori quali distanza e assorbimento interstellare), per la legge di Planck la proporzione tra queste due grandezze è fortemente influenzata dalla temperatura, maggiore quando la stella è di minor diametro: ciò, in combinazione con le variazioni di luminosità esibite, porta la luminosità di Mira ad essere maggiore quando la temperatura è alta.

Mira pulsa in quanto ha ormai superato la sua giovinezza; essa ha infatti esaurito la maggior parte del suo combustibile atto a produrre energia, l’idrogeno, che ha portato quindi la stella a dilatarsi fino a diventare una cosiddetta gigante rossa di tipo M7 IIIe, il cui raggio varia tra un minimo di 330 e un massimo di 400 volte quello del nostro Sole: se Mira fosse idealmente al posto del Sole, i suoi strati più esterni si estenderebbero oltre l'orbita di Marte! Pur essendo caratterizzata da una temperatura superficiale piuttosto bassa - solo 2.200 K! - le sue dimensioni sono tali che essa irradia oltre 15 mila volte il Sole! Mira è una gigante rossa tra le più fredde tra le circa 6.000 stelle di questo tipo oggi note, caratteristiche per la loro temperatura variabile che al minimo supera di poco i 2.000 K e i cui strati più esterni oscillano in periodi compresi da 80 giorni a più di 1000 giorni.

La sua variabilità, che è di carattere intrinseco rispetto a quello, ad esempio, che governa le variazioni di luce delle variabili ad eclisse come Algol (β Per), Sheliak (β Lyr) o Almaaz (ε Aur), venne pienamente compresa con i primi passi dell’astrofisica stellare: quando, cioè, fu finalmente chiaro il destino futuro di stelle aventi massa simile a quella del nostro Sole. A tutti gli effetti, possiamo dire con estrema certezza che Mira rappresenta una finestra aperta sul futuro della nostra stella madre. Miliardi di anni fa, infatti, Mira era una stella molto simile al Sole, sia per massa, raggio, temperatura che per luminosità; ad un certo punto, quando le riserve di idrogeno nel suo nucleo - utili per la produzione di energia tramite reazioni termonucleari - finirono, essa si espanse a dismisura divenendo una cosiddetta "gigante rossa": un corpo in realtà non governato da un perfetto equilibrio come accade per il Sole e, generalmente, per tutte le stelle cosiddette “di sequenza principale”. Questo, l’essenziale motivo della sua variabilità, apprezzabile, come visto, anche ad occhio nudo, e che la porta ad essere soggetta quasi ad enorme respiro: un fenomeno durante il quale la sua stessa luminosità varia di ben 1.700 volte tra la minima e la massima magnitudine!

Tale comportamento è, infatti, caratteristico delle stelle di massa solare che, lungo il loro percorso evolutivo, attraversano quella fase chiamata ramo asintotico delle giganti (AGB, in inglese), nome preso dall’area identificata nel famoso diagramma H-R: si tratta di stelle giunte alla fase finale della loro vita, la cui struttura interna è modificata a tal punto da avere non un solo ma ben due aree, disposte l'una sopra l'altra a mo di guscio, entro le quali avviene simultaneamente il bruciamento del combustibile nucleare: in quello più esterno al nucleo, l’idrogeno viene convertito in elio mentre nel vero nucleo della stella l’elio viene convertito in carbonio e ossigeno.

L'efficienza combinata di tali fusioni è tale da produrre una notevole quantità di energia la cui pressione di radiazione porta tali stelle a gonfiarsi a dismisura fino a divenire un vero colosso in grado di riempire uno spazio corrispondente all'orbita di Marte ma, allo stesso tempo, molto rarefatta, specie nelle sue parti più esterne. Durante questa fase, le stelle subiscono consistenti fenomeni di perdita di massa, i quali hanno un ruolo importante nell'arricchimento del mezzo interstellare. Per una stella così grande ma altrettanto poco densa, la perdita di equilibrio tra gravità e pressione di radiazione è conseguente alla sua evoluzione: miliardi di anni fa, Mira nacque come una stella non dissimile dal Sole ma ora è ormai giunta nelle ultime fasi della sua vita. Nel diagramma H-R si trova nel Ramo asintotico delle giganti, in una fase durante la quale brucia idrogeno ed elio in due gusci esterni ad un nucleo degenere composto da carbonio e ossigeno.

Accade spesso in Astronomia che, osservando alcuni oggetti celesti in lunghezze d’onda diverse rispetto a quelle nelle quali hanno il picco di emissione, spesso e volentieri saltano fuori delle sorprese del tutto inaspettate riguardo alle loro caratteristiche fisiche. E così, la gigante rossa Mira Ceti, che a causa delle sua bassa temperatura emette soprattutto nella banda infrarossa dello spettro elettromagnetico, osservata nell’ultravioletto ha rivelato l’inaspettata presenza di una lunghissima coda - da vero record! - di materiale gassoso che la rende, a tutti gli effetti, davvero simile alla classica immagine di una cometa.

A causa di certe particolarità riscontrate nello spettro che si potevano spiegare esclusivamente ammettendo a presenza di una compagna invisibile di una stella molto calda accanto alla fredda gigante rossa: tale sospetto fu dimostrato nel 1923 quando, con l'utilizzo di un telescopio a lenti da ben 90 cm di apertura, venne rilevata una compagna di decima grandezza separata da solo 1" d'arco. Mira B, così come è stata chiamata la compagna di Mira, è circondata da un disco di materiale che quest'ultima estrae dalla compagna gigante; nell'immagine qui di seguito, ripresa dal satellite Chandra, è visibile il disco di accrescimento formato dal materiale riscaldato in caduta sul Mira B ma anche l'emissione X prodotto dal materiale circostante la stessa gigante rossa:

Assieme alla piccolissima compagna - una nana bianca che orbita attorno ad essa in circa 500 anni - Mira solca gli spazi cosmici alla supersonica velocità di 130 chilometri al secondo, quasi il doppio della velocità con la quale il Sole orbita tranquillamente la Galassia! Tale inusuale velocità deriva, forse, da effetti fionda - vere e proprie spinte gravitazionali - ricevute da altre stelle alle quali potrebbe essersi avvicinata in passato. E il fatto di disperdere costantemente materiale gassoso nello spazio, unito alla sua velocissima corsa nelle oscurità del cosmo, è alla base della sorprendente scoperta del Galaxy Evolution Explorer (GALEX), avvenuta ormai qualche anno fa. Si tratta di un telescopio spaziale che possiede un campo visuale estremamente ampio tale da consentirgli di scandagliare ampie porzioni di cielo alla ricerca di fenomeni insoliti e unicamente visibili in questa banda dello spettro elettromagnetico. GALEX ha scansionato il cielo nell’ultravioletto dal 2003 fino allo scorso anno, quando è stato dimesso: inaspettatamente, nelle immagini relative all’area occupata dalla costellazione della Balena era presente una struttura che assomiglia a una cometa con una smisurata coda centrata proprio su Mira, totalmente invisibile nelle frequenze ottiche dello spettro elettromagnetico!

Tenendo conto della distanza della stella, valutata attorno ai 410 anni-luce, e dell’estensione angolare di tale coda, è possibile risalire alla reale grandezza di questa struttura, che risulta incredibilmente allungata per ben 12-13 anni-luce dalla stella madre: nulla di simile è stato visto, finora, attorno ad altre stelle! Per renderci meglio conto di cosa significhi quel valore, potremmo dire che la coda di Mira è estesa per una lunghezza equivalente a tre volte la distanza che separa il Sistema Solare da α Cen - il sistema stellare a noi più vicino - o, in termini a noi più “consoni”, a 20.000 volte la distanza media tra Plutone e il Sole! Osservando con attenzione l’immagine prodotta da GALEX, è possibile notare non solo come Mira sia avvolta in una sorta di “chioma cometaria” formata dal materiale da poco espulso e che ancora ne avvolge la tenue atmosfera (struttura, questa, che potrebbe essere definita come una nebulosa proto-planetaria) ma anche l’onda d’urto - una vera un’onda di prua (in inglese, bow shock) ad essa antecedente - creata dall’accumulo di gas situati nella direzione del suo moto. Non solo: nell'immagine sono ben visibili flussi di materia curvilinei che la stella emette in direzioni diametralmente opposte:

A questo punto, la domanda sorge spontanea: a cosa è dovuta la luminosità di tale gas se Mira ha una temperatura superficiale così bassa, stimata in soli 2.200 K, non sufficiente per “ionizzare” il gas come normalmente avviene nelle nebulose attorno alle calde stelle azzurre? La risposta va cercata nel meccanismo noto come “fluorescenza”: il gas presente nell'onda d'urto è compresso contro le polveri interstellari il che ne aumenta sensibilmente la temperatura, rendendola altissima: i raggi ultravioletti vengono quindi assorbiti dal gas circostante e riemettessi ad una lunghezza d'onda maggiore (e quindi a energia minore) rendendosi, appunto, "fluorescente” nell’ultravioletto. Un fenomeno molto simile a quello che accade nelle comuni lampade fluorescenti. Non è quindi la fredda stella la responsabile della luminescenza della sua coda bensì gli stessi suoi gas, compattati e surriscaldati.

Il materiale gassoso, in fase di allontanamento dalla stella, si attorciglia a formare strutture simili a piccoli vortici, creando la turbolenta scia visibile e simile ad una coda cometaria. Dovendo fare di paragoni con effetti comuni, potremmo dire che tale processo è davvero simile a quanto avviene quando una fende l’acqua producendo una scia increspata dietro di se. Stelle di questo tipo formano, solitamente, quegli splendidi ma effimeri (in termini temporali astronomici!) oggetti chiamati "nebulose planetarie"; molto probabilmente, l'enorme velocità del moto di Mira non permetterà al materiale gassoso espulso dalla stella di restare in un certo senso “fermo” o ancorato ad essa come usualmente accade nelle comuni nebulose planetarie; al contrario, esso verrà spazzato via, come da tempo accade.

La prima immagine qui sotto è quella ripresa dal GALEX a fine 2006 nel lontano ultravioletto; in essa è ben visibile l’onda d’urto prodotta dall’avanzare di Mira, dalla quale dipartono sbuffi di materia biancastra prodotti dall'intenso vento stellare prodotto dalle regioni polari della stella. La seconda immagine mostra la posizione Mira nella costellazione del Mostro marino. La terza immagine è invece una sovrapposizione di quella ottenuta da GALEX nell’ultravioletto (in alto) con un’immagine tratta dalla Digitized Sky Survey nella luce visibile; la porzione di cielo è la stessa. Questo da la misura della sorpresa che colse i ricercatori quando osservarono per la prima volta l'enorme coda fluorescente della stella!

In ogni caso, è quasi spaventoso pensare - tarando il tutto sulla scala temporale umana – che l’enorme quantità di materia formante la sua coda è stata rilasciata dalla stella nel corso degli ultimi 30.000 anni: in altre parole, Mira iniziò a rilasciare il materiale gassoso nello spazio - al ritmo corrispondente alla perdita di una massa terrestre ogni dieci anni - quando sulla Terra si verificò la scomparsa dell’uomo di Neanderthal! L’enorme mole di materiale rilasciato nello spazio è tale che si stima essere sufficiente a formare qualcosa come 3.000 pianeti delle dimensioni della Terra e ben 9 delle dimensioni di Giove e, potessimo osservare la coda di Mira ad occhio nudo, questa si estenderebbe per ben 2° nel cielo ovvero quattro volte il diametro di una Luna piena! Quasi come la scia prodotta da una bacchetta magica, la coda fluorescente rilasciata da Mira, costituita essenzialmente da idrogeno, elio, ossigeno, carbonio ed altri elementi (seppur in percentuali minori), andrà in un lontano futuro a creerà nuove stelle, pianeti e, forse, anche la vita.

LA STELLA DEL NUOVO ANNO

Qual è la stella che saluta l’arrivo del nuovo anno? È possibile fornire una risposta a una domanda così curiosa? Ovviamente sì! Chi ne avesse voglia, ad esempio, potrebbe divertirsi nel cercare una stella (abbastanza luminosa) che sorga o tramonti poco prima della mezzanotte del 31 dicembre. Sarebbe un criterio certamente valido (anche se inficiato dal fatto di non poter osservare fisicamente la stella all’orizzonte); la stella che qui proponiamo, invece, è stata scelta per essere quella che più di qualsiasi altra transita al meridiano (quasi) esattamente allo scoccare del capodanno. È il caso di  β Monocerotis, la stella più luminosa della costellazione dell’Unicorno (Monoceros), che possiede il poco conosciuto nome proprio di Cerastes, in riferimento al corno del mitologico animale. Non si tratta di una delle tante famose stelle che trapuntano il favoloso cielo invernale, ma – come spesso accade in astronomia – stelle apparentemente insignificanti si rivelano essere vere e proprie meraviglie all’osservazione telescopica, e non solo.

In effetti, la corrispondenza del transito con l’arrivo del nuovo anno non è proprio perfetta: la stella infatti passa in meridiano alle 23:54, quindi con 6 minuti di anticipo rispetto alla mezzanotte. Ciò nonostante è sicuramente tra quelle che sotto la quarta magnitudine – e non troppo vicine al Polo (sarebbero troppo “lente” e poco significative) – si approssima meglio alla condizione che abbiamo posto. β Mon è la stella indicata dal circoletto giallo, facilmente identificabile in qualsiasi notte serena, a patto di avere un cielo privo di inquinamento luminoso. Se la notte di capodanno vi ritroverete poco prima della mezzanotte sul balcone di casa con una bottiglia in mano…beh, in quel momento Cerastes starà quasi esattamente passando al meridiano sud (immagine: Coelum Astronomia):

Detto questo, proviamo quindi a osservare la nostra stella con un piccolo telescopio: con meraviglia, noteremo che non è affatto l’anonima stellina che potrebbe sembrare, ma un incantevole terzetto di stelle bianco-azzurrine dalla luminosità molto simile; la caratteristica di β Monocerotis, infatti, non è solo quella di essere uno dei pochi sistemi tripli abbordabili con strumenti modesti ma anche il fatto che tutte e tre le componenti splendono all’incirca della stessa luminosità: fatto alquanto inusuale poiché, nella maggior parte dei casi, le differenze di magnitudine tra le componenti di sistemi multipli sono alquanto evidenti. Fu W. Herschel il primo a scoprire la tripla natura di questa stella. L’evento risale al 1781 e l’astronomo di origini tedesche ne fu talmente entusiasta da descriverla come «una delle vedute più incantevoli offerte dalla volta celeste»; e non si sbagliava! Le tre stelle sono chiamate (in ordine di Ascensione Retta) rispettivamente A, B e C. Casualmente, questo ordine corrisponde anche a quello di luminosità: A è la componente più luminosa (mag. +4,6), cui segue la B di mag. +5,4, e infine la C di mag. +5,6. Prese singolarmente sono in realtà più deboli di α Monocerotis (mag. +3,94); facile quindi comprendere come la luminosità di β Mon (mag. +3,74) – quella visibile ad occhio nudo – dovuta alla somma delle tre componenti, raggiunga quella di α Mon e addirittura la superi, seppur di poco. La separazione tra la coppia primaria AB è di 7,4" d’arco, valore che permette alle due stelle di essere risolte già a una cinquantina di ingrandimenti. Forzando di poco, non sarà difficile accorgersi della presenza della terza componente, β Mon C, a meno di 3" d’arco dalla B.

Potessimo idealmente osservare il sistema da vicino, vedremmo molto probabilmente le componenti B e C orbitare l’una attorno all’altra e la A eseguire un’ampia orbita attorno ad esse. Ma qual è la reale distanza che intercorre tra le componenti? Tenendo conto della distanza del sistema, valutata in circa 700 anni luce, la reale separazione tra B e C è di circa 590 UA, mentre A è distante da queste due circa 1600 UA, ovvero 53 volte il raggio dell’orbita di Nettuno! Come già evidenziato dalla luminosità e dal colore, le tre stelle di questo sistema sono molto simili tra loro. Si tratta di stelle di sequenza principale appartenenti alla classe spettrale B3, con temperature superficiali intorno ai 18 500 K, le cui masse sono, rispettivamente: 7, 6,2 e 6 volte quella del Sole.

Ne consegue che A è circa 3200 volte più luminosa della nostra stella, valore che decresce a 1600 e 1300 volte per le componenti B e C; quest’ultima è essa stessa un sistema doppio (anche se le osservazioni effettuate con la tecnica dell’interferometria a macchie del 1988 non hanno ricevuto conferme in indagini successive). Misure spettroscopiche accurate hanno stabilito che le loro rispettive velocità di rotazione all’equatore sono di 346, 123 e 331 km/s, enormemente maggiori rispetto a quella del Sole che è di soli 2 km/s! La marcata velocità, oltre a comportare un notevole schiacciamento ai poli dell’astro, porta alla perdita a livello equatoriale di grandi quantità di materiale gassoso che va a disporsi in un disco attorno alla stella: è questa area a produrre le comparsa di righe di emissione dell’idrogeno e di altri elementi, caratteristiche di queste stelle.

Qui di seguito, una bella immagine di questo sistema triplo dell'Unicorno ripresa dal Fresno State's Campus Observatory:

Tre astri di accecante luminosità e schiacciati come palloni da rugby, solcati da gruppi di macchie o protuberanze che si muovono velocissime sulla loro superficie, circondati da estesi e luminosi anelli gassosi continuamente riforniti: questa sarebbe la visione dell'intero sistema di β Mon che potremmo avere da un pianeta ivi orbitante: uno spettacolo degno del miglior film di fantascienza e certamente un bel regalo per il capodanno astronomico.

LA PRIMA IMMAGINE DI UN'ALTRA GALASSIA NELLA STORIA

La nota grande galassia di Andromeda è nota per detenere alcuni record; escludendo le piccole galassie satelliti della Via Lattea: è innanzitutto la "grande" galassia più vicina alla nostra, essendo situata a circa 2,5 milioni di anni luce; oltre questo, è anche la galassia più grande e massiccia del cosiddetto gruppo locale di galassie, con un diametro superiore ai 250 mila anni luce ed una massa complessiva paria a 1.000 miliardi di stelle come il nostro Sole. Chi si occupa di astronomia, e in particolare gli "star-gazers", sa anche che le sue elevate dimensioni apparenti, pari a 4 volte il diametro della Luna piena, nonché e la sua relativa vicinanza rendono tale oggetto visibile ad occhio nudo: e, infatti, la grande galassia di Andromeda è nota per essere il più lontano tra gli oggetti celesti visibili con il solo occhio senza l'ausilio di alcun strumento!

Di seguito, una stupenda ripresa della galassia di Andromeda eseguita dall'amico David Kralj:

Quando l'astronomo alessandrino Claudio Tolomeo, nel secondo secolo d.C., stilò l'Almagesto, il primo catalogo della storia contenente tutti gli oggetti astronomici allora conosciuti, questo venne redatto con il solo ausilio dell'occhio nudo; in esso, Tolomeo elencò cinque stelle che egli definì "nebulose" assieme ad un "complesso nebuloso". 

Tali dati, pur rimanendo un importante punto di riferimento per l'Astronomia fino al medioevo, stranamente non includevano la galassia di Andromeda. Questa venne per la prima volta descritta dall'astronomo persiano ‘Abd al-Rahmān al-Ṣūfi (903-986 d.C.), che lavorò alla corte sciita dei Buwayhidi nella città persiana di Isfahan. Attorno al 964 d.C., scrisse il cosiddetto Kitāb al-kawākib al-thābita (in arabo, كتاب الكواكب الثابتة‎ ovvero "Descrizione delle stelle fisse"), un trattato costituito da testo e diagrammi di accompagnamento che faceva da sintesi tra le conoscenze greco-romane contenute nell'Almagesto e la tradizione astronomica araba.

Tolomeo descrive la figura di Andromeda come "la donna in catene", sovrapponendo a questa uno dei due pesci - quello più settentrionale - che formano, per l'appunto, la vasta costellazione zodiacale dei Pesci. Nel testo è anche presente la descrizione di una "piccola nuvola" - latkha sahabiya - situata vicino alla bocca di tale pesce: disegnato come un piccolo gruppo di piccoli punti, tale oggetto è proprio la grande galassia di Andromeda.

Tale rappresentazione è storicamente rilevante in quanto trattasi della prima immagine di un'altra galassia diversa dalla nostra Via Lattea.

Il testo di Al-Sufi si fece strada nell'occidente latino nel corso del XII secolo e fu tradotto in latino come Liber locis stellarum fixarum; la traduzione venne attribuita, anche se non vi è certezza sulla cosa, ad un autore sconosciuto che lavorava alla corte di Guglielmo II di Sicilia. La prima copia di questo manoscritto è conservata nella Bibliothèque de l'Arsenal di Parigi e risale al 1250-1275 circa ed è stata probabilmente stampata a Bologna.

L'AMMASSO "TRIDENTE"

Una delle aree celesti più interessanti per l’osservazione di oggetti del profondo cielo al telescopio è quella a ridosso del confine tra le costellazioni di Cefeo e Cassiopea, circumpolare alle nostre latitudini e alla sua massima altezza sull'orizzonte settentrionale nelle serate tardo autunnali; in questa zona, la Via Lattea si presenta più stretta anche se decisamente luminosa. Un gran numero di grandi complessi di nubi molecolari giganti e giovani gruppi di stelle massicce arricchisce quest'area, immersa in piena Via Lattea; tra queste, la note nebulose "grotta" (Sh2-155), "bolla" (NGC7635) e "chela d'aragosta" (Sh2-157).

Quest'ultima, alla quale dedicherò un post specifico prossimamente in questo stesso blog, è la più vasta nebulosa ad emissione della zona, tagliata esattamente a metà tra le costellazioni di Cefeo e Cassiopea; la parte settentrionale di tale nube possiede una caratteristica forma ad anello dovuta dall'azione del vento stellare di diverse stelle di tipo O e B presenti al suo interno. Qui di seguito, una bellissima ripresa a colori dell'area nebulare di Sh2-157, con i tre ammassi aperti - quasi allineati tra loro - che ora andremo a conoscere, ripresa da Maurizio Cabibbo:

E proprio nelle parti periferiche della enorme "chela" si trova un interessante terzetto di ammassi stellari del tipo "aperto", il più bello e luminoso dei quali, NGC7510, che per la curiosa disposizione delle stelle che lo compongono, è noto come “ammasso tridente”.

Tale caratteristica è perfettamente visibile con telescopi da 150 mm diametro: ad almeno 100 ingrandimenti, infatti, si può vedere benissimo, nella parte più orientale dell'ammasso, una stella di magnitudine 9,7 - una gigante di tipo B1.5III (22.400 K) che è anche la più luminosa del gruppo - dalla quale partono tre file di stelle di decima grandezza. Sono in tutto una sessantina le componenti di NGC7510, sparse su 4', che danno al gruppo una luminosità apparente pari a 7,9 magnitudini. Il "tridente" è un ammasso costituito da stelle giovani (età stimata in soli 10 milioni di anni) e luminose stelle le più massicce delle quali sono di tipo B e A.

I processi di formazione stellare in quest'area galattica sembra che abbiano hanno dapprima interessato le componenti dell'associazione di stelle OB nota come Cas OB2 per estendersi, successivamente, a dare origine a questo e agli altri due vicini ammassi stellari che adesso andiamo a conoscere.

Qui di seguito, immagine DSS con i tre ammassi aperti in sequenza:

Il primo, situato a 30' da NGC7510, è King19, di magnitudine 9,2 e largo 7' d’arco, situato al centro della nebulosa Sh2-157. A 100 ingrandimenti si può vedere un triangolo di stelle di simile luminosità con al centro una macchiolina; aumentando l’ingrandimento ad almeno 200x, quest’ultima viene risolta in un quadrato di stelline di tredicesima magnitudine. La componente più luminosa del gruppo, che distante 6.400 anni luce, è HD219460, una doppia composta da due caldissime e luminosissime stelle, l'una di tipo B1, l'altra una Wolf-Rayet.

Dalla parte esattamente opposta, a 40' da NGC7510, è invece presente Bas3 (noto anche come Markarian50), situato esattamente nel bel mezzo della "chele d'aragosta", con una magnitudine di 8,5 ed esteso per 5' d’arco, è un ammasso più compatto rispetto al precendente; aceh questo, risulta osservabile con piccoli telescopi. Lontano 6.800 anni luce, nonostante le maggiori dimensioni lineari, quest’oggetto è meno appariscente a causa della maggior debolezza e minor condensazione delle sue componenti tanto che un telescopio da 200 mm di diametro si contano appena una decina di componenti le più centrali delle quali disposte a formare un piccolo arco.

La grande distanza dell'ammasso "tridente", maggiore di quella dei due ammassi ad esso vicini, è stimata in quasi 11.400 anni luce. Questo è, come detto, visibile visibile esclusivamente al telescopio; tuttavia, fosse idealmente situato alla distanza delle Pleiadi, pari a 444 anni luce, esso apparirebbe almeno 4 volte più grande del noto ammasso stellare del Toro. Non solo: la presenza di polveri intergalattiche presenti lungo la visuale "assorbe" la luminosità di questi oggetti di un fattore pari ad almeno 2,5-3 magnitudini; a causa dell'assorbimento interstellare dovuto alle polveri interposte lungo il raggio visuale.