"LE TRASMUTAZIONI DI V BOOTIS" / "THE V BOOTIS TRANSMUTATIONS"

Fondamentalmente, una stella è una sfera di gas disposti secondo un gradiente di densità dal densissimo nucleo alla più tenue superficie e tenuti assieme dalla loro stessa gravità. Tale forza porterebbe l’intera struttura a collassare su se stessa ma, in una perfetta sintesi di equilibrio noto come “supporto idrostatico” essa è contrastata dalla pressione di radiazione sviluppata dalla presenza di gas caldo nel suo nucleo ma soprattutto dalla stessa energia li prodotta.

Al momento della nascita di una stella, tale condizione subentra parallelamente all’innesco di reazioni nucleari che avvengono nel suo nucleo, le stesse che producono l’energia poi sprigionata sotto forma di luce e calore; la durata di questa fase di equilibrio - chiamata anche “di sequenza principale”, in relazione alla posizione occupata dalla stella nel diagramma HR - è in stretta relazione alla velocità alla quale essa fonde l’idrogeno in elio nel nucleo. Come logico, il tempo di durata della fase di sequenza principale di una stella è quindi in stretta relazione alla sua massa: maggiore è questa, prima la stella si avvierà ad esaurire le sue scorte di idrogeno e, ovviamente, il contrario. Nel momento in cui “combustibile” idrogeno giunge all’esaurimento, il supporto idrostatico viene chiaramente a cessare: perdendo l’equilibrio che fino a quel momento ha contraddistinto la stella fornendole una vita tutto sommato tranquilla, essa si avvia a “risolvere” il problema tramite fusioni nucleari di altro tipo che ora coinvolgono l’elio e gli elementi successivi sintetizzati: sfortunatamente, però, tali reazioni sono meno efficienti a fornire condizioni di equilibrio come quelle possedute dalla stella durante la fase di sequenza principale.

Accade quindi che gli strati più esterni della struttura stellare iniziano ad essere soggetti a vere pulsazioni - rilevate tramite l'effetto Doppler presente nelle righe spettrali - causate da successive espansioni e contrazioni delle aree periferiche, meno dense, che vanno alla ricerca di equilibrio: la conseguenza principale è la variazione del raggio stellare, che a sua volta provoca cambiamenti più o meno evidenti nella sua luminosità, portando la stella ad attraversare la cosiddetta “fascia di instabilità” nel diagramma HR e divenendo “variabile”.

Molte di tali stelle che evidenziano variazioni luminose di grande ampiezza - Cefeidi, RR Lyrae e Delta Scuti – esibiscono curve di luce regolari, rispettando sia l’ampiezza della variazione di luce che la durata del ciclo stesso durante la quale questa avviene. Vi sono però altre stelle, giganti o supergiganti di elevata luminosità ma dalla bassa temperatura superficiale, che mostrano si una certa periodicità nelle loro variazioni luminose accompagnata però da irregolarità tali da giungere, a volte, addirittura ad interrompere il ciclo. Tali variabili, chiamate appunto “semi-regolari”, possono esibire cicli dalla lunghezza variante da 20 fino a più di 2000 giorni e curve di luce possono essere differenti anche da ciclo a ciclo; nel campionario delle semiregolari conosciute, le ampiezze luminose variano da alcuni centesimi di magnitudine fino a diverse unità utilizzando filtri V.

Nel corso di lunghi anni di studi ed interpretazioni dei dati osservativi, è stato notato come nelle stelle più vecchie, cosiddette “di popolazione II”, tali irregolarità aumentano gradualmente passando dalle variabili di tipo W Virginis (corto periodo) alle RV Tauri giungendo, infine, proprio alle variabili semiregolari.

In una stella che esibisce pulsazioni, il rapporto tra l’ampiezza della variazione luminosa e il flusso di energia emesso è misurato dal cosiddetto “tasso di decadimento dell'ampiezza” come avverrebbe in una normale “modalità di pulsazione”. Nelle classi di stelle variabili di tipo regolare sopra citate, tale parametro è pari al 2%; ma per stelle dal rapporto massa/luminosità ancora maggiore - giganti e supergiganti fredde - tale parametro oltrepassa anche il 30%: simili valori possono risultare unicamente da dinamiche caotiche che accadono al di sotto delle superfici di queste stelle colossali.

Alcune di queste variabili semiregolari mostrano a volte non un solo massimo di luminosità ma addirittura due massimi, differenziati quindi in “primario” e “secondario” relativamente all’intensità luminosa raggiunta. Prossimamente, una di queste variabili irregolari esibirà il suo secondo massimo di luminosità nel corrente anno: V Bootis, presente nella costellazione del Bifolco, situata 1° a nord-ovest della stella di terza grandezza Seginus (γ Bootis). V Bootis è una gigante rossa di tipo spettrale M6E cui corrisponde una temperatura superficiale dell’ordine dei 2800 K, freddissima quindi tanto da essere una delle stelle più rosse conosciute; le sue dimensioni, tuttavia, la portano ad essere così luminosa che le variazioni luminose si estendono tra le magnitudini 12, quando è al minimo, e 7 allorché diviene una delle più luminose variabili di tipo semiregolare presenti nell’emisfero celeste settentrionale, il tutto dalla più che ragguardevole distanza di 803 anni-luce: i massimi primari di questa stella possono anche arrivare a metà tra la settima e l’ottava grandezza mentre quelli secondari sono di qualche decimo di magnitudine più deboli. Essa vene scoperta a cavallo tra il XIX e il XX secolo e da allora è stata seguita abbastanza assiduamente dai variabilisti. Nei primi anni del secolo scorso, l’ampiezza luminosa di questa era molto maggiore di quanto oggi esibito e la stessa curva di luce era molto più regolare di quanto non abbia fatto per circa un decennio, precisamente dalla metà degli anni ‘80 fino a metà anni ’90 del secolo scorso. Stranamente, nel 2011 V Boo non esibì alcun massimo doppio, tornando a manifestarlo con l’anno successivo. Nel corrente anno, il massimo principale si è già verificato attorno all'8 Febbraio.

Una delle particolarità di V Boo è di essere un cosiddetto “pulsatore multi-modale”. Quale significato dietro questo strano termine? Quando una stella è sottoposta a pulsazioni, le componenti radiali e angolari di tali fenomeni vengono descritti secondo una “modalità” matematica chiamata appunto, “di pulsazione”. Vi sono stelle che subiscono "pulsazioni in modalità radiale", soggette a pulsazioni che avvengono con perfetta simmetria sferica; "pulsazioni non radiali", al contrario, descrivono pulsazioni che però avvengono in cui alcune parti della struttura esterna della stella: parti di essa si muovono verso l'interno contemporaneamente ad altre parti che, al contrario, si espandono verso l'esterno. La conseguenza di questo strano fenomeno è che la curva di luce di V Bootis, dettata quindi non da uno solo ma da due differenti tipi di pulsazione, appare notevolmente complessa. Le due modalità di pulsazione esibite da V Bootis sono entrambi radiali ma di ordine diverso: l’una con un periodo di circa 258 giorni, la più corta di circa 134 giorni. Succede, a volte, che queste due modalità vanno a interferire l’un l’altra, portando gli strati di gas ad esse soggetti letteralmente a scontrarsi: a volte in modo costruttivo, altre in modo distruttivo, con il risultato che la luce della stella è indotta ad avere dei massimi di luce più evidenti in alcuni momenti e apparendo più debole in altri.

Il comportamento di V Bootis, nel corso di oltre centro anni di osservazioni, si è distinto per essere stato tutt’altro che “normale”. Numerose osservazioni visuali, alcune delle quali risalenti addirittura alla prima decade dello scorso secolo, sono state infatti utilizzate in recenti ricerche che hanno evidenziato una vera e propria evoluzione di natura caotica nel suo comportamento fotometrico. Il periodo primario, come detto, pari a circa 258 giorni, ha un’ampiezza massima pari a 0,5 magnitudini, valori che nel corso degli ultimi 80 anni sono rimasti più o meno invariati. Al contrario, l'ampiezza delle variazioni luminose del periodo secondario, quello lungo 137 giorni: è andata diminuendo nel tempo: tra il 1913 e il 1930 era di 2,8 magnitudini e scese a 2 magnitudini tra il 1930 e il 1970, diminuendo da allora fino a 0,5 magnitudini nel 1994! Al giorno d’oggi, entrambi i periodi possiedono la stessa ampiezza in luminosità ed interagiscono tra loro creando così una curva di luce intricata, dall’ampiezza ora pari ad una sola magnitudine ma evidentemente destinata ad azzerarsi nei prossimi anni, stando alla tendenza.

Il comportamento odierno di V Bootis è quindi alquanto differente da quello che la stella esibiva all’inizio dello scorso secolo, epoca nella quale il suo comportamento ricalcava quello di una variabile pulsante a lungo periodo del tipo Mira: la notevole particolarità di questa gigante rossa sta quindi nell’aver mostrato in tempi relativamente brevi una reale evoluzione nella modalità della variazione e nella diminuzione delle ampiezze luminose, unica stella ad aver esibito queste affascinante proprietà di trasmutazione, passando dall’essere una mireide a divenire una semiregolare nel giro di un secolo, ma le cui cause restano del tutto ignote.

Basically, a star is a ball of gases arranged by a density gradient from the dense core to the thin surface and held together by their own gravity. Such a force would bring the entire structure to collapse on itself but, in a perfect blend of balance known as "hydrostatic-support", it is opposed by the radiation pressure developed by the presence of hot gas in its core and mostly by the energy there produced.

At the time of the birth of a star, such a perfect condition takes over when the triggering of nuclear reactions in its core are set, exactly those that produce the energy then emitted by the star itself in the form of light and heat; the duration of this equilibrium stage - also called the "main sequence", in relation to the position occupied by the star in the HR diagram - is in close relation to the speed at which it melts hydrogen into helium in the core. Logically, the time duration of the main sequence phase of a star is so closely related to its mass: the higher this is the fast the star starts to run out its stock of hydrogen and, of course, the opposite occurs. At a time when "fuel" hydrogen leads to exhaustion, the hydrostatic-support is clearly to cease: losing balance which has lead the star by providing it a quiet life, the star is going to "solve" the problem through new nuclear fusions, now involving helium and subsequent elements synthesized: however, these reactions are unfortunately less efficient to provide equilibrium conditions as those held by the star during the main sequence phase.

It therefore happens that the outer layers of stellar structure begin to be subjected to real pulsations - as the Doppler effect detects in the spectral lines - caused by successive expansions and contractions of the outer gas layers, less dense than the inner ones, who go searching for balance: the main consequence is the variation of the star radius, which in turn causes changes more or less evident in its brightness, bringing the star to pass through the so-called "instability strip" in the HR diagram and becoming "variable".

Many of these stars that highlight variations in light of great amplitude - Cepheid, RR Lyrae and Delta Scuti - exhibit light curves regular, respecting both the amplitude of the variation of light that the duration of the cycle during which this takes place. However, there are other stars, giants or supergiants of high luminosity but with low surface temperatures, that show a certain periodicity in their light changes accompanied by irregularities such as to let, sometimes, even to break the cycle itself. These kind of variable stars, called "semi-regulars", may exhibit cycles of length ranging from 20 to more than 2000 days and light curves that can be different even from cycle to cycle; in the sample of semiregular known, bright amplitudes ranging from a few hundredths of a magnitude up to several units using V filters.

In the course of long years of studies and interpretations of the observational data, it was noted that in the older ones - the so-called "Population II" stars - these irregularities increase gradually moving from variables of type W Virginis (short-term) through the RV Tauri and coming finally at the semiregular variables.

In a star that exhibits pulsations, the ratio between the amplitude of light variation and the flow of energy emitted is measured by the so-called "rate of decay amplitude" in a standard "mode of pulsation." In the classic variables above mentioned, such a parameter is equal to 2%; but for stars with the mass / luminosity ratio even higher - cold giants and supergiants - it exceeds even 30%: such values ​​can be only produced by chaotic dynamics occurring below the surface of those colossal stars.

Some of these semiregular variables show sometimes not only one but two different brightness maximum, then differentiated into "primary" and "secondary" with respect to the light intensity reached. In the following weeks, one of these peculiar irregulars is going to perform his second maximum brightness in the current year: V Bootis, located in the constellation Bootis (the shepherd), just 1° north-west of the third magnitude star Seginus (γ Bootis). V Bootis is a red giant star of spectral type M6E, which corresponds to a surface temperature of the order of 2800 K, so cold to be one of the reddest stars known; its big size, however, led it to be so bright that its light variations extend in a range between magnitudes 12, when it is dim, and 7 when it becomes one of the most bright semiregulars present in northern celestial hemisphere, all of this from the very considerable distance of 803 light-years: the primary maximum of this star can even get halfway between the seventh and eighth magnitude while the secondary ones are just a few tenths of magnitude weaker. It was discovered in between the nineteenth and twentieth century and has since been followed assiduously enough from a lot of astronomers as well as amateur observers. Early in the last century, the amplitude of its light variations was much greater than today and the same light-curve shown was much smoother than it has done for nearly a decade, specifically from the mid-80s to mid-90s of last century. Oddly enough, in 2011, any maximum was present since the light curve was flat indeed; anyway, V Boo manifested it the following year. In the current year, the main maximum has already occurred, exactly on February the 8th.

Among its peculiarities, V Boo is even a so-called "multi-mode pulsator." But what is the meaning behind this kind of term? When a star is subjected to pulsations, the radial and angular components of these phenomena are described according to a mathematical “mode” called as "pulsation mode". There are stars that undergo "radial pulsation mode", thus subjected to pulsations that occur with perfect spherical symmetry; on the contrary, "non-radial pulsations mode" describes pulsations that occur, however, in some parts only of the external structure of the star: strange but true, parts of it move inward simultaneously to other parts which, on the contrary, they expand outwards! The consequence of this strange phenomenon is that the light curve of V Bootis, then dictated not by one only but by two different types of pulsation, appears remarkably complex. The two modes of pulsation exhibited by V Bootis are both radial but of different order: one with a period of about 258 days, the shorter of about 134 days. It happens sometimes that these two modes go interfering each one other, bringing the layers of gas subject to literally clash: sometimes constructively, others in a destructive way, with the result that the light of the star is induced to have the maximum light more noticeable at some times and appearing weaker in others.

V Bootis behavior, in the course of over one hundred years of observations, has distinguished itself for being anything but "normal." Several visual observations, some of them dating back to the first decade of the last century, have revealed a real evolution, of chaotic nature, of its photometrics. The primary period, as mentioned, of about 258 days, had a maximum amplitude of 0.5 magnitudes ​​over the last 80 years and have remained more or less unchanged. On the contrary, light variation’s amplitudes of the secondary period, of about 137 days, have been decreasing over time: between 1913 and 1930 it was 2.8 magnitudes and went down to 2 magnitudes between 1930 and 1970, decreasing by then up to 0.5 magnitude in 1994! Nowadays, both periods have the same brightness amplitude and interact with each other thus creating a light curve very intricate, with the amplitude now equal to just 1 magnitude but evidently intended to become 0 in the coming years, according to the trend.

The current behavior of V Bootis is therefore somewhat different from what the star was performing at the beginning of last century, an era in which its behavior was identical to that of any long period Mira variable: the remarkable peculiarity of this red giant is then in having shown in a relatively short time a real evolution both in the variation mode and the light amplitudes that are decreasing. V Bootis is the only star to have performed these fascinating properties of transmutation, going from being Mira to become a semiregular in the space of a century but the causes remain still completely unknown.

"IL SISTEMA DOPPIO DI 70 OPHIUCHI" / "THE DOUBLE SYSTEM OF 70 OPHIUCHI"

Tra i neofiti dell'astronomia, l'enorme costellazione di Ofiuco o, meglio, del “portatore di serpenti” - ancora visibile in questo periodo nel cielo di Sud-Ovest a prima sera - è nota soprattutto per essere la tredicesima costellazione zodiacale, attraversata nella sua parte più meridionale dall’eclittica.

Osservandone le fattezze ad occhio nudo, possibilmente da un luogo lontano dalle luci urbane, e prestando attenzione all'area nord orientale, subito ad oriente della stella di terza grandezza Cheleb (β Oph), si rende facilmente evidente un piccolo triangolo isoscele (col vertice in basso) formato da stelle di quarta grandezza. La loro singolare disposizione, più quella di altre limitrofe seppur più deboli, suggerì al gesuita e astronomo polacco-lituano Martin Poczobut di riempire quel “vuoto” esistente - a suo dire - in quella zona (abitudine, questa, all'epoca di moda tra i cartografi celesti) creando nel 1777 una nuova, piccola costellazione che egli dedicò a Stanislao Poniatowski, re di Polonia: il “Toro di Poniatowski”. A tutti gli effetti, non è difficile riconoscere le fattezze di una testa taurina in quelle stelle disposte a mò di V; osservate col binocolo, tali stelle ricordano molto le Iadi, queste ultime appartenenti - guarda caso - al ben più famoso Toro. La più brillante del terzetto è 67 Ophiuchi, che forma il vertice occidentale di tale triangolo ma le due restanti, assieme ad altre stelle più deboli, formano un ammasso stellare del tipo “aperto” noto come Collinder 359 o Melotte 186. Questa costellazione moderna non ebbe, tuttavia, gloriosa fortuna e fu presto dimenticata dai cartografi celesti.

La stella situata all’angolo nord orientale è 70 Ophiuchi, da sempre è una delle mie doppie preferite per il bel contrasto cromatico delle due componenti; per riuscire a risolvere queste due stelle di magnitudine 4,2 e 5,9, attualmente separate da 5,4” d’arco, è necessario forzare il telescopio ad almeno 150 ingrandimenti: così, lo spettacolo all'oculare è davvero emozionante, con la più debole delle due stelle sfoggiante una colorazione tendente all’arancione cupo e in contrasto con l’acceso giallo esibito dalla più luminosa. Fu il grande astronomo W.Herschel a fornire la prima descrizione dettagliata delle due stelle di questo sistema nell’agosto del 1779 ma lui stesso accreditò il religioso C.Mayer come primo vero scopritore della duplicità del sistema.

La separazione apparente della coppia varia da 6,7” a 7,7” d’arco ed avviene in poco meno di 88 anni, tempo impiegato dalle due per completare un’orbita attorno al comune centro di massa; nel corso dei prossimi anni, esse si renderanno sempre meglio visibili poiché nel 2020 raggiungeranno la massima separazione angolare, pari a 5,8" d'arco. La distanza della coppia è stata facilmente misurata con il metodo della parallasse trigonometrica; il valore così ottenuto, pari a 16,6 anni-luce, fornisce una reale separazione media tra le due componenti di circa 23,2 Unità Astronomiche, comparabile con il raggio dell’orbita di Urano. In realtà, a causa dell'orbita fortemente eccentrica, la distanza che separa le due stelle varia tra 11,4 e 34,8 Unità Astronomiche; tuttavia, queste non si avvicinano mai ad una distanza inferiore al raggio dell’orbita di Saturno. Vista dalla Terra, la loro orbita si presenta fortemente ellittica e inclinata di 120°; a partire dalle prime misure acquisite sul loro moto, la coppia è in corso di completamento della terza orbita.

Entrambe le componenti sono nane di sequenza principale, la cui età, determinata dall’attività cromosferica e dal periodo di rotazione, non è maggiore di 1,9 miliardi di anni. La colore giallo-arancione della più luminosa, nota come 70 Ophiuchi A, è indotto dal tipo spettrale K0-1Ve; questa possiede una massa di 0,92 masse solari, raggio e luminosità rispettivamente pari a 0,89 e la metà circa dei rispettivi valori solari mentre l'abbondanza di ferro ed altri elementi pesanti è equivalente a quella solare. La stella è una variabile del tipo BY Draconis, che evidenzia variazioni di piccola ampiezza nella luminosità dovute alla presenza sulla sua superficie di macchie fotosferiche cui si aggiungono, a volte, strutture attive nella cromosfera che si mostrano periodicamente con la rotazione stessa: per questo motivo,la stella è anche catalogata come V2391 Ophiuchi. La componente secondaria, nota come 70 Ophiuchi B, è ancor più fredda (tipo spettrale K5-6Ve) e piccola: la sua massa è infatti 0,70 volte quella solare mentre diametro e massa sono rispettivamente 0,73 volte e l’8,4% dei rispettivi valori esibiti dalla nostra stella.

Le misure astrometriche fornite da alcuni valenti astronomi nel corso degli ultimi due secoli misero in evidenza la presenza di alcune oscillazioni nel moto orbitale che suggerirono la presenza di un terzo oggetto legato alla coppia ma del tutto invisibile all’osservazione telescopica. Molto si è dibattuto, nel tempo, sulla reale natura dei dati osservativi acquisiti, soprattutto perché le misure derivate non concordavano ne sul periodo orbitale ne sull'ampiezza effettiva delle perturbazioni; tanto meno, nessuno fornì mai indicazioni su quale delle due stelle mostrasse perturbazioni nel suo moto. I dati derivati, che implicavano un periodo orbitale compreso tra 6 e 36 anni ed una massa 10 volte quella gioviana, a cavallo tra le due guerre vennero infine interpretati come abbagli, alla cui base erano meri errori di misura. Qualche anno dopo, nel 1947, furono però le lastre fotografiche a riportare in auge la questione del pianeta fantasma di 70 Ophiuchi, dal momento che in esse vennero rilevati spostamenti pari a 0,015” d’arco: quantità piccolissime, certo, ma utili tuttavia ad indicare l’effettiva presenza di un compagno oscuro, dalla massa questa volta stimata solo l’1% di quella del Sole e dal periodo orbitale lungo più o meno 17 anni. Più di recente, nel 2006, un team del McDonald Observatory, fissò limiti alla presenza di uno o più pianeti con masse tra 0,46 e 12,8 masse gioviane e con separazioni medie tra 0,05 e 5,2 Unità Astronomiche. Pur con risultati altalenanti, tale andirivieni non esclude, al momento, la possibilità di pianeti orbitanti il sistema di 70 Ophiuchi.

Naturalmente, tali considerazioni nulla tolgono al fatto di poter apprezzare al telescopio questa bella coppia di stelle gravitazionalmente legate in un ciclo infinito di orbite, avendo anche l’idea di quanto lontano apparirebbe dal Sole il pianeta Urano osservato ipoteticamente da 16,6 anni-luce di distanza.

Newcomers to Astronomy are often familiar with the vaste constellation of Ophiuchus or the "bearer of snakes" - still visible in early-autumn evenings looking South-West just after twilight – mainly for being the thirteenth zodiacal constellation, since the ecliptic crosses its southernmost part.

Observing Opiucus possibly from a place far off ligh-pollution and paying attention immediately east of third magnitude star Cheleb (β Oph), it is readily evident a small isosceles triangle (with the vertex on bottom) formed by fourth magnitude stars. Their singular arrangement along with other stars a bit dimmer located just in the neighborhood, suggested to the Polish-Lithuanian Jesuit astronomer Martin Poczobut to fill that empty area - according to him - (this was at the time, a real habit between celestial cartographers) in 1777 with a new, small constellation which he created and dedicated to teh king of Poland Stanislaus Poniatowski: so the "Bull of Poniatowski" constellaztion was born. It has to be said that it is not difficult to recognize the features of a bull's head in those stars taht are arranged in a kind of "V"; observed with binoculars, these stars are very reminiscent of the better-known Hyades which form the head of the more famous Taurus, the Bull. The brightest of the trio is 67 Ophiuchi, which marks the north-west angle of that figure; the remaining two, along with other fainter stars, form an open star cluster known as Collinder 359 or Melotte 186. Hovever, this modern constellation did not have glorious fortune and was quickly forgotten by the celestial cartographers.

Let's pay attention now to the the star that outlines the northeast angle: 70 Ophiuchi. This has always been one of my own favorite double stars because of the beautiful color contrast provided by the two components; in order to solve these two stars of magnitude 4,2 and 5,9, currently separated by 5,4 arc seconds, the observer must zoom at least by 150 magnifications: by this way, the show on the eyepiece it's really great, with the weaker of the two components that shines deep orange tending to red and the primary bright yellow. It was the great astronomer W.Herschel who provided the first detailed description of those two stars in August of 1779 but as he himself credited, the religious C.Mayer was the one who discovered the system's duplicity.

The apparent separation of the pair varies from 6,7 to 7,7 arc seconds; they take less than 88 years to complete one orbit around the common center of mass. Over the next few years, they will become more and more visible as in 2020 the couple will reach its maximum angular separation, equal to 5,8 arc seconds. The distance of the pair was easily measured by trigonometric parallax: the value thus obtained of 16,6 light-years provides a real average separation between the two components of approximately 23,2 AU, which is comparable with the radius of the orbit of Uranus. Since the orbit's got quite a lot eccentricity, the distance between the two stars varies between 11,4 and 34,8 AU; anyway, the real separation of components never descends below Saturn's orbit radius. Viewed from Earth, the orbit is strongly elliptical and tilted 120°; since the first measurements acquired, the couple is in the process of completion of the third full orbit.

Both components are main sequence dwarves, whose age, determined by chromospheric activity and the rotation period, is younger that 1.9 billion years. The orange color of the primary component, called 70 Ophiuchi A, is induced spectral by type K0-1Ve; this star's got a mass of 0,92 solar masses, radius and luminosity respectively 0,89 and half solar's. The abundance of iron and other heavy elements in recent times were acutally found to be equivalent of the Sun's correspectives. The star is cataloged as variable BY Draconis, with small amplitude variations in brightness due to the presence on its surface of stains and, maybe, strong chromospheric active structures that show periodically along with the star's rotation: for this reason, the star is also cataloged as V2391 Ophiuchi. The secondary one, known as 70 Ophiuchi B, is even cooler (spectral type K5-6Ve) and smaller: its mass is 0,70 times that of the Sun and diameter and mass are respectively 0,73 times and only 8,4% the respective of Sun's values.

Astrometric measurements provided by some talented astronomers over the past two centuries pointed out the presence of some oscillations in the orbital couple's motion that suggested the presence of a third object linked to the them but completely invisible telescopic observation. Over time, much has been debated about the real nature of the observational data acquired, especially since the derived measurements alway differed neither the orbital period nor the extent of such perturbations; furthermore, no one ever indicated which of the two stars showed the disturbances in its motion. The overall data derived, which involved an orbital period between 6 and 36 years giving aa mass 10 times that of planet Jupiter, inbetween the two world wars were eventually interpreted as blunders caused by mere measurement errors. A few years later, in 1947, however, photographic plates let the story light again since deviations to 0,015 arc secons were detected: true small quantities but very useful to indicate the actual presence of a dark companion, this time with a mass extimation of only 1% that of the Sun and the orbital period of about 17 years. Again, additional astrometric measurements obtained in the last two decades have not provided any evidence in support of detectable perturbations such as to exclude the presence of a body of mass at least four times that of Jupiter that orbits within 5,2 AU from the couple's center of mass.

By the way, even a small telescope can let the observer to appreciate this beautiful pair of stars linked together in an endless cycle of orbits and give an idea of how distant planet Uranus would be hypothetically observed from its mother-star by 16,6 light-years away.

"MIRFAK E PERSEUS OB3" / "MIRFAK AND PERSEUS OB3"

L’osservatore - o, se vogliamo, lo “stagazer” - che nelle serate autunnali volge lo sguardo al settore orientale del cielo noterà facilmente la presenza di cinque luminose stelle di seconda grandezza disposte a formare una lunga scia, ampia oltre 60°, che partendo dalle stelle di Pegaso e lungo quelle di Andromeda va idealmente ad agganciare il settore propriamente “autunnale” della Via Lattea, trascinandola quasi verso lo zenith. A fare da uncino è proprio l’ultimo di questi cinque fari cosmici, situato proprio al di sotto dell’appariscente W di Cassiopea, immerso in uno dei settori più appariscenti della scia celeste, crocevia di altre due catene di stelle nella cui disposizione l'astronomo alessandrino Tolomeo vide la figura del mitico Perseo. Parliamo ovviamente di Mirfak, il cui nome presso le antiche tribù arabe identificava “il gomito” dell’eroe che era riuscito a tagliare la testa di un demone, ovvia reinterpretazione del ben più antico mito di Perseo e Medusa. Questa stella è anche conosciuta col nome di Algenib, “il lato” o “il fianco” dell’eroe, in evidente riferimento a come questo era immaginato, visto di tre quarti.

Essendo Mirfak la stella più brillante della costellazione di Perseo, proprio per tale motivo l'astronomo tedesco Bayer le attribuì la prima lettera dell’alfabeto greco nella sua sistematica catalogazione delle stelle seguendo l'ordine di luminosità; splendendo di magnitudine 1,79 essa si colloca al trentatreesimo posto nella lista delle stelle più luminose di entrambi gli emisferi celesti.

SUPERGIGANTE GIALLA

Osservandola ad occhio nudo, e ancora meglio al binocolo, non è difficile rendersi conto della sua colorazione bianco-giallognola, in netto contrasto con quella tipicamente azzurrina di un nutrito gruppo di stelle che la circonda, sulle quali torneremo tra un po; tale sfumatura è propria del tipo spettrale F5 “Ib” cui appartiene, tipica di una temperatura superficiale dell’ordine dei 6600 K.

Il suffisso “Ib” è relativo alla cosiddetta “classificazione spettrale di Yerkes”, detta anche MKK (dalle iniziali degli astronomi Morgan, Keenan e Kellman che la idearono nei primi anni ‘40 del secolo scorso). A differenza del classico sistema di Harward, che mette in relazione temperatura e luminosità, l’MKK lega alla temperatura delle stelle la loro gravità superficiale. Infatti, poiché il raggio di una stella gigante è molto più grande di quello di una nana, a parità di masse la gravità superficiale di una stella gigante - nonché la densità del gas nell’atmosfera - sono minori rispetto a quelle della nana; misurando proprio l’intensità delle righe spettrali, indice reale della densità dell’astro, è quindi possibile risalire alla sua luminosità. In altre parole, righe spettrali strette ed affusolate, soprattutto quelle di alcuni metalli quali Ferro (Fe) e Calcio (Ca) come quelle presenti nell’atmosfera di Mirfak, sono indice della bassa gravità superficiale della stella, parametro che induce quindi a determinare come enormi le dimensioni di α Persei; al contrario, per stelle più piccole e quindi dense, la gravità alla superficie è maggiore, fattore che porta la stella ad esibire un maggiore allargamento delle righe spettrali. La classificazione MKK presenta sette cosiddette “classi di luminosità”, ordinate secondo numeri romani da I a VII per i quali, all’aumentare del valore, corrisponde una diminuzione della luminosità intrinseca della stella; ecco che le supergiganti vengono divise in due sottogruppi: Ia (le più luminose) e Ib (meno luminose), quest’ultimo proprio quello cui appartiene Mirfak.

Nonostante numerose misurazioni eseguite nel corso di lunghi anni, l’angolo di parallasse di α Persei è risultato troppo piccolo da poter percepire; per misurarne la distanza è stato impiegato quindi il metodo della parallasse spettroscopica. Derivando la luminosità assoluta della stella dal suo diagramma H-R e nota quella apparente, la distanza è quindi facilmente reperibile dalla legge dell'inverso del quadrato, valore che per Mirfak corrisponde a circa 590 anni-luce: in altre parole, fosse idealmente lontana una decina di parsec (30 anni-luce), la luminosità di Mirfak equivarrebbe a quella di Venere al massimo del suo splendore! La luminosità intrinseca, in relazione alla temperatura, è inoltre utile per calcolare il raggio, che risulta essere 63 volte quello solare, stabilendo, quindi, il suo potere emissivo a ben 5500 volte quello della nostra stella! Per tale motivo Mirfak è quindi classificata come “supergigante gialla dalla luminosità poco meno che straordinaria”; le note Canopo (α Carinae) e Wezen (δ Canis Majoris), ad esempio, sono anch’esse di tipo spettrale F5 ma rientrano nel rango superiore delle “Ia”, con intensità decine di migliaia di volte maggiore, ben più estreme.

L'ASSOCIAZIONE STELLARE PERSEUS OB3

Ad ogni modo Mirfak sembra essere l’unica supergigante gialla (tenendo presente che non sono tante quelle note) che risulta correlata ad un gruppo stellare, il cosiddetto “Ammasso di α Persei”, presente con la sigla 20 nel famoso catalogo ammassi stellari compilato nel 1915 dal francese Melotte. La sua luminosità apparente sembra variare di pochi centesimi di grandezza, tanto da essere ritenuta una “sospetta” variabile; ben più interessante sembra però essere la sua velocità radiale, che evidenzia lievi variazioni in due periodi distinti, di circa 87 e 9,8 giorni, forse riconducibili a reali pulsazioni dell’astro. La cosa non è provata ma, ma nel caso le variazioni della velocità radiale derivassero realmente da reali pulsazioni radiali, allora Mirfak potrebbe rappresentare un caso alquanto peculiare di una stella che subisce pulsazioni tipiche delle Cefeidi pur trovandosi appena fuori della loro caratteristica “fascia di instabilità”; è evidente che questa supergigante gialla si trova attualmente in una fase delicata della sua evoluzione, relazionata alla sua enorme massa 11 volte quella solare; nata come una luminosa stella azzurra, l’elevata emissione di energia ne ha accelerato il processo evolutivo, esaurendone le riserve di idrogeno e portandola a divenire una supergigante gialla, fase nella quale resterà relativamente poco per poi spostarsi la zona delle giganti rosse; con ogni probabilità, una volta uscita dalla sequenza principale, i valori di raggio e massa di α Persei hanno portato la stessa a subire gli effetti dell’instabilità, cominciando a pulsare e cercando continuamente di mantenere l’equilibrio in una condizione intermedia.

Allorché l’ammasso di α Persei transita allo zenith, esso appare in tutta la sua magnificenza, tanto da ricordare molto le Iadi o l'ammasso della Chioma. Molte delle sue componenti sono stelle di quarta e quinta magnitudine, discernibili già ad occhio nudo a patto di condizioni discrete di seeing e oscurità; il gruppo si estende per quasi 4° in una delle zone più dense e luminose della Via Lattea, con decine di stelle più deboli stagliate sullo sfondo. Venne per osservato per la prima volta dall’astronomo italiano Hodierna, che lo incluse nel primo catalogo di oggetti celesti redatto nella storia, il “De Admirandis Coeli Characteribus”, edito nel 1654. Alcuni studi relativi al moto proprio e alle velocità permisero di stabilire che le componenti erano gravitazionalmente legate tra loro, proprio come la ben più nota “corrente dell’Orsa Maggiore; come essa, Mel 20 è quindi un gruppo di stelle in movimento originate dalla stessa massa nebulare, che continuano a muoversi assieme nello spazio, avvicinandosi verso il Sole alla velocità di 2 chilometri al secondo.

Recenti studi eseguiti sui dati forniti dal satellite Tycho hanno permesso di identificare come appartenenti a tale gruppo circa 140 stelle con magnitudini comprese fino all’11ma, quella delle componenti più deboli; circa il 70% di esse giace nella parte centrale mentre il restante 30% nella periferia. In tutto, una sessantina circa quelle più luminose della decima magnitudine. Tenendo conto della distanza e dell’estensione apparente sulla volta celeste, è stato calcolato che il reale diametro dell’ammasso è di circa 87 anni luce! A parte Mirfak e l’arancione σ Persei (quest’ultima non una reale componente del gruppo), il resto delle componenti sono caratterizzate dalle medesime caratteristiche fisiche tra le quali spicca la marcata colorazione azzurrina, indice di altissime temperature superficiali; tali prerogative fanno di Mel 20 non un normale ammasso aperto come i tanti sparsi nel disco galattico quanto una “Associazione di tipo OB”, sparse anche queste qua e la nei bracci a spirale della Via Lattea; in particolare, quello attorno di Mirfak è noto come Associazione Perseus OB3. Una delle principali caratteristiche di tali associazioni è la loro esigua densità, generalmente ridotta a una sola stella ogni 100 parsec cubici, valore piccolo quando comparato a quella degli ammassi aperti, che possono arrivare a misurare anche un centinaio di stelle per parsec cubico! Osservando il loro diagramma H-R, in particolare dove si ferma la sequenza principale, è possibile in base alla teoria dell’evoluzione stellare ricavare l’età dell’associazione, stimata in circa 50 milioni di anni; stelle molto giovani, quindi.

AL CENTRO DELLA FASCIA

Perseus OB3 ha la particolarità di essere al centro di importanti eventi passati che ebbero luogo nel braccio galattico di Orione, entro il quale è situato anche il Sole. Secondo alcune teorie infatti, il passaggio di nubi di polvere e gas, o più probabilmente di una piccola galassia satellite inglobata dalla Via Lattea, avrebbe generato le stelle massicce dell’Associazione nota come Cassiopeia-Taurus OB, della quale oggi non restano che pochissimi membri sparsi su un’area maggiore di 100° sulla volta celeste. Quasi tutte le stelle di questa associazione, con i loro intensissimi venti stellari prima e deflagrando come supernovae in seguito, crearono delle enormi “bolle”di gas caldo in espansione. Circa una cinquantina di milioni di anni fa queste entrarono a contatto con altre bolle di idrogeno, da una parte, con un’altra proveniente dalle Vele e che portò a generare le supergiganti azzurre di Orione; dall’altra invece, dallo scontro con dense nubi di polvere presenti nella zona di Antares, si formarono la ben note associazioni OB Scorpius-Centaurus. E così molte altre ancora, lungo una sorta di anello del diametro di oltre 3000 anni-luce, notato per la prima volta nel 1879 dall’astronomo Gould, da cui prende il nome. Col tempo, l’enorme associazione OB Cassiopeia-Taurus andò alla deriva disperdendo le sue componenti nel braccio di Orione; al centro di questa grande associazione stellare, residuo di una incredibile storia che coinvolge tutto il “vicinato” locale stellare, rimase solo un piccolo gruppo, dominato da una gigante azzurra molto più luminosa e massiccia delle altre: Mirfak.

Ma anch’essa e tutte le altre componenti di Perseus OB3 tenderanno, col tempo, a disperdersi; causa la poca compattezza del gruppo infatti, le reciproche forze gravitazionali non riusciranno a vincere l’azione disgregatrice della rotazione differenziale galattica. Non è dato sapere tra quanto tempo Perseus OB3 perderà la sua natura di associazione stellare, ma essendo queste dinamicamente instabili ciò dovrebbe avvenire in tempi astronomici relativamente brevi; l’unica cosa che già oggi possiamo ragionevolmente stabilire è che con grande probabilità i nostri lontani posteri vedranno un giorno accendersi una nuova luminosissima supernova laddove una volta raggiava la giallognola Mirfak, a rinnovare quel ciclo continuo che genera nuove stelle, elementi, vita e morte.

The skygazer that in the autumn evenings stares at the eastern area of the sky, far off of light pollution, will certainly notice five bright stars of second magnitude arranged to form a long chain, larger than 60°. Starting from the stars of Pegasus and Andromeda, this path goes ahead north-east to link the Milky Way, almost dragging it toward the zenith; as a hook, the last one of those five cosmic lights, that one located just below that famous "W" of the Cassiopeia constellation, a star that is deep immersed in one of the most beautiful sight of the Milky Way. Such a bright star makes as a meeting-point of two others star chains, in which the astronomer Ptolemy saw the figure of the mythical Perseus. We're just talking about Mirfak, whose name among the ancient Arabs identified the "elbow" of a hero who had managed to cut off the head of a demon – an obvious reinterpretation of the much more ancient myth of Perseus and Medusa; this star is also known as Algenib, the "side" of the hero, as it was imagined to be seen.

Mirfak is the brightest star in Perseus and for this reason the astronomer Bayer attributed to it the first letter of the greek in his systematic cataloging about brightness; shining at magnitude 1,79 it lies at the thirty-third place in the list of the brightest stars of both the celestial hemispheres.

A YELLOW SUPERGIANT

Observing it simply with the naked eye or by binoculars, it is not difficult to notice its yellowish-white color, in a stark contrast to the typically pale blue of a large group of stars that surrounds it, on which we shall tell later; ita color is typical of spectral class F5 (Ib) which it belongs, typical of a surface temperature of the order of 6600 K. The strange suffix "Ib" is related to the so-called "Yerkes spectral classification", also called "MKK" (taking the initials of astronomers Morgan, Keenan and Kellman that created in the early 40's of the last century). Differentiating by the classic system of Harvard - that relates temperature and brightness - the MKK system links a star's surface gravity to its temperature.

By the fact that the radius of a giant star is much larger than a dwarf's one, for equal masses surface gravity of a giant star - as well as the density of the gas in the atmosphere - are lower than those of a dwarf one; measuring with accuracy the spectral lines intensity (that is the real index of the density of the star) it is then possible to determine ita brightness. In other words, narrow and tapered spectral lines, especially those of metals such as iron and calcium and even those present in the atmosphere of Mirfak, are index of the lower star's surface gravity; so this parameter leads to determine that the size of Alpha Persei is very gigantic; on the contrary, for smaller thus dense stars, the gravity at the surface is greater, that leads them to exhibit a greater enlargement of their spectral lines. The MKK classification has got seven of the so-called "luminosity classes", all sorted by Roman numerals from I to VII; the further the value increases, the intrinsic brightness of the star decreases. In such a system, supergiants stars are divided into two subgroups: Ia (those brightests) and Ib (less luminous): to the latter, Mirfak belongs.

At every measure taken in past-times, Alpha Persei's parallax angle was ever too small and so the parallax measurements method just failed; in order to measure its distance, then the spectroscopic parallax method was used. Once note its apparent magnitude and deriving the star's absolute brightness from its HR diagram, thus the distance is easily found by the inverse-square law: for Mirfak, the found out value corresponds to about 590 light-years; in other words, if Mirfak was far ideally a dozen Parsec (30 light-years), its brightness would be just the same as Venus at its peak! The intrinsic brightness, depending on the temperature, it is also useful to calculate the star's radius, which turns out to be 63 times that of the Sun and thus establishing his well-emissive power 5500 times that of our own star! For this reason Mirfak is therefore classified as a "yellow supergiant by the brightness a little less than extraordinary"; for instance, even the well-known Canopus (α Carinae) and Wezen (δ Canis Majoris) are of spectral type F5 but the both of them stay within the top rank of "Ia", with intensites tens of thousands of times greater, far more extreme.

THE PERSEUS OB3 ASSOCIATION

Anyway, Mirfak seems to be the only yellow supergiant (keep in mind that there are not many known of this one kind), which belongs to a group, the so-called "α Persei star cluster", the twentieth object in the famous catalog compiled in 1915 by the french astronomer Melotte. Mirfak's apparent brightness seems to vary by a few hundredths of magnitude, enough to be considered a suspected variable; much more interesting, however, seems to be its radial velocity, which shows slight variations in two distinct periods of approximately 87 and 9,8 days, perhaps due to real pulsations of the star. It is not certain, but in the case Mirkak's radial velocity variations were derived from the real pulsations of the star, then Alpha Persei could represent a very peculiar case of a star that undergoes pulsations that are typical of Cepheids while being just outside of their characteristic "instability-strip". It is known that this yellow supergiant is currently at a delicate stage of its evolution, a stage related to his huge mass 11 times that of the Sun; born as a bright blue star of high energy emission, it accelerated the evolution's process of hydrogen inner reserves, thus bringing it to become a yellow supergiant: a phase which will last a relatively little time, then moving towards the area of the red giants. It is likely that once the star will exit from the main sequence stage, the values of its radius and mass will bring it be affected by instability, beginning to throb and constantly trying to keep the balance in an intermediate condition.

When the star cluster of Alpha Persei passes the zenith, it appears in all its glory, so much to remember the Hyades or the Coma Cluster. Many of its components are of fourth and fifth magnitude, already discernible by the naked eye as long as the conditions of discrete and seeing darkness; the group spans for almost 4° and is located in one of the most dense part of the Milky Way, with dozens of fainter stars as a background. Such a nice cluster was observed for the first time by the italian astronome Hodierna, which included it in the first catalog of celestial objects ever drawn in history, "De Admirandis Characteribus Coeli", published in 1654. Some studies regarding stars proper motion and speed enabled him to establish that all the components were gravitationally bound to each other, just as the well-known Ursa Major moving group: just like it, Mel 20 is a group of stars in motion that originated from the same nebula and continue to move together in space at a speed of about two kilometers per second.

Recent studies performed on the data provided by the Tycho satellite have identified a total of about 140 members belongig to the group, with magnitudes ranging up to the 11th, the fainter ones; about 70% of the components lie in the core, the remaining 30% in the external parts: about sixty of them are brighter than tenth magnitude. Taking into account the distance and its apparent extent in the sky, it was calculated that the real diameter of the cluster is about 87 light-years! If we do not take account of Mirfak and orange σ Persei (the latter is not a real member of the group), the rest of the components are characterized by the same physical characteristics, first of all the strong bluish color, index of their high surface temperatures. These prerogatives lead to consider Mel 20 no longer a normal open cluster but as an "OB Association", just like many others scattered here and there in the spiral arms of our galaxy. Alpa Persei cluster is thus more known as Association "Perseus OB3 ". One of the main characteristics of these Associations is their low density, usually reduced to a single star per 100 cubic-parsec, a very small value when compared with the density of normal open clusters that can reach up to a hundred stars per cubic parsec! Watching the HR diagram of the components, particularly where it stops the main-sequence, according to the theory of stellar evolution it is thus possible deriving the age of the Association, estimated at about 50 million years: an set of very young stars!

AT THE CENTER OF THE BELT

Perseus OB3 has got the particularity of being at the center of important past events that took place in the galactic arm of Orion, in which it is located along with our Sun itself. According to some theories, in fact, the passage of clouds of dust and gas, or more likely a small satellite galaxy eaten by the Milky Way, would have generated massive stars in the so-called "Cassiopeia-Taurus OB" association, of which today there are only a handful of members, scattered over an area greater than 100° in the sky! Almost all the stars of that OB Association, with their intense stellar winds before and gone as supernovae later, they created huge "bubbles" of hot and expanding gas. About fifty million years-ago, these came in contact with other bubbles of hydrogen that lied in the same galaxy arm: the blue supergiants in Orion were probably born by such an encounter. On the opposed part, the same bubble clashed with other dense clouds of dust in the region around Antares, creating the well-known Scorpius-Centaurus OB associations. And so many others, all arranged by a long ring with a diameter of more than 3,000 light-years, noticed for the first time in 1879 by the astronomer Gould, from which it takes its name ("Gould's belt"). Over time, the massive OB association Cassiopeia-Taurus drifted away, dispersing its components in the Orion arm; at the center of this large stellar association only a small group remained, dominated by a giant blue much brighter and more massive than the others: Mirfak.

But even this beautiful yellowish star as well as all the other Perseus OB3 components will tend, over time, to disperse in space. Due to the lack of compactness of the group, in fact, the mutual gravitational forces will not be able to overcome the disruptive action of the differential rotation of the Galaxy. It is not known how long Perseus OB3 will last before losing its nature as a stellar Association, as these groups are dynamically unstable...so it could be done someday, in a relatively "astronomical" short-time; the only thing that already today we can reasonably determine is that, more likely, our distant discendents will one day ignite a new bright supernova where once shone yellowish Mirfak, to renew the continuous cycle that creates new stars, elements, life and death.

"L'ASTRONOMIA: BREVE INTRODUZIONE" / "ASTRONOMY: A SHORT INTRODUCTION"

“Si dice che quando una persona contempla le stelle è come se volesse ritrovare la propria dimensione dispersa nell’Universo” (Salvador Dalì).

Mai frase fu più vera. Il contatto che si crea con il cielo stellato, specie al di sotto di una volta celeste prettamente oscura, crea inevitabilmente emozioni di tale portata che portano ad aprire il cuore e la mente all’incredibile fascino e mistero sviluppato dal luccichio delle stelle e, in una dimensione ancor più grande, dallo stesso Universo. Logica conseguenza, il porsi domande relativamente alle meraviglie cosmiche: “come, quando, dove, perché”. Domande che spesso trovano risposta ma che in altri casi aprono quesiti ancora più profondi cui è difficile fornire spiegazioni. A rispondere alle domande e alla curiosità ci pensa la scienza, che secondo galileiano metodo “osserva, teorizza e sperimenta”, laddove possibile.

E proprio dall’osservazione degli astri nacque la più antica delle scienze, l’Astronomia; a dimostrarlo, i monumentali strumenti megalitici, le numerose incisioni rupestri e frammenti di osservazioni antichissime giunte fino ai giorni odierni. Il fascino del firmamento, sopra descritto, fu sentito fin dai tempi più antichi, precisamente quando l’essere umano, uscito dalle tenebre di una vita dedicata alle sole necessità materiali all’esistenza, fu conscio del mondo attorno a se.

Allo stesso tempo, l’Astronomia è anche una scienza moderna, cresciuta notevolmente soprattutto negli ultimi decenni anni grazie all’apporto fornito da strumentazione sempre più sofisticata e all’avanguardia come i moderni telescopi e radio-interferometri, sia terrestri che spaziali, nonché grazie all’ausilio di sonde interplanetarie, inviate a studiare i vari corpi che popolano il Sistema Solare, sfruttando le leggi di gravità newtoniane.

Ciò nonostante, l’Astronomia è anche la scienza più misconosciuta: pochi la conoscono nella sua vera essenza, che possiede la fisica e la matematica come sue fondamenta; soprattutto perché in molti Paesi non la si insegna nelle scuole oppure la si insegna poco e male, trascurandone gli aspetti più significativi…per non parlare, poi, della moltitudine di persone che la confondono con l’astrologia e le sue innumerevoli mistificazioni!

D’altra parte, l’Astronomia è anche l’unica scienza che conta uno stuolo enorme di appassionati e di cultori non professionisti in continua crescita in tutto il mondo, gli Astrofili; gente che spesso non si limita solo ad apprendere nozioni da libri o riviste specializzate ma apporta un contributo attivo ed utilissimo al progresso dell’Astronomia soprattutto nella ricerca di comete, nell’osservazione di stelle variabili o di sciami meteorici, aiutando significativamente i professionisti alla comprensione dei meccanismi di alcune delle leggi che regolano l’Universo.

Ma di cosa si occupa esattamente l’Astronomia? Potremmo definirla come la “scienza che studia gli astri”; altresì, potremmo anche aggiungere che l’Astronomia si occupa di comprendere la storia del Cosmo e la sua evoluzione nel tempo. C’è una notevole particolarità che rende questa scienza ancor più affascinante: il raggio di luce, che ci fornisce le informazioni utili a comprendere l’Universo, si diffonde nel Cosmo con una velocità “finita”. Proprietà notevolissima, che fa dell’Astronomia una vera finestra sul passato, poiché la luce delle stelle o quella di lontane galassie che oggi vediamo è partita decine, centinaia, migliaia o miliardi di anni fa! L’Universo, in altre parole, si presenta a noi così come era nel passato!

Chiunque si può dedicare all’osservazione del cielo, iniziando nel più semplice de modi: ad occhio nudo, chiaramente lontano da luci parassite; l’osservazione della volta celeste permette infatti di comprendere alcune cose interessanti come il moto apparente del Sole, della Luna e dei pianeti rispetto alle stelle “fisse” di fondo poste lungo l’eclittica, lo svolgersi delle fasi lunari o la bellezza delle eclissi, siano esse lunari o solari. Gli strumenti, poi, costituiscono certamente il passo successivo per l’osservazione diretta di ciò che l’Universo contiene. Ma il vero punto di partenza per addentrarsi nell’Astronomia è vicino più di quanto si possa pensare: la nostra Terra. Il viaggio alla scoperta delle meraviglie del Cosmo non può non partire che dal nostro pianeta, fino a qualche secolo definito come il centro del tutto, autentica proiezione dell’antropocentrismo. In seguito, relegato a comune pianeta orbitante attorno ad una comune stella solo grazie all’estenuante lavoro di osservazione e calcolo di grandi scienziati che ebbero la curiosità di aprire lo sguardo e la mente al di la di credenze e miscredenze: Copernico, Brahe, Keplero, Galileo e Newton primi fra tutti.

"It is said that when someone contemplates the stars, this is to regain his own spirit lost in the Universe" (Salvador Dali).

Nothing else could be more true than this! The contact that one creates underneath the stars, inevitably leads strong feelings that open hearts and minds to the incredible charm and mystery that bright or dimmer stars bring with themselves and, in larger context, to the size of the Universe itself. As a logical consequence, the questioning like "how, when, where, why" about the Cosmos. Questions that often are answered as well as in other cases open questions still remain to explain. Science leads answering to curiosity and questions, according to the Galilean method that implicates "taking notes, theorizing and experimenting", where possible.

By observing the stars Astronomy was born, the oldest of all sciences; several monumental megaliths, ancient rock carving and fragments of ancient observations are to prove it and have survived to present day. The charm of the starry sky has been felt from the very earliest times and stared out precisely once our progenitors, just after having emerged from the darkness of a life dedicated solely to the material existence, took consciousness of the world that surrounded them.

At the same time, Astronomy is also a modern science, which has grown considerably in recent decades especially because of sophisticated instrumentation as modern telescopes and radio-interferometers, both terrestrial and space, as well as through the aid of interplanetary probes sent off the space in order to study the Solar System, all lead by the Newtonian gravity laws.

Nevertheless, Astronomy is still today probably the most misunderstood of all sciences: few know it in its true essence, which owns the physics and mathematics as its foundation; especially because in many countries Astronomy is not taught in schools, otherwise it is taught but very badly, neglecting the most significant of its aspects ... by the way, because of the multitude of people who confuse it with astrology and its many deceptions!

On the other hand, Astronomy is the only science that has one huge crowd of fans and lovers of non-professionals continues to grow worldwide, the Amateur Astronomers; people who are often not confined only to learn things from books or journals but makes an active contribution to the advancement of astronomy and useful especially in the search for comets, in the observation of variable stars or meteor showers, helping professionals significantly to the understanding mechanisms of some of the laws that govern the universe.

But what exactly does Astronomy involve? We could define it as the "science of the stars"; even more, we might also add that Astronomy is concerned with the understanding the history of the Cosmos and its evolution over time. There is a notable feature that makes Astronomy even more a really fascinating science: the light beam of stars such as galaxies, which provides us useful information to understand their own characteristics, spreads in the Cosmo with a finite speed." This is a very remarkable property, which makes Astronomy a real real window into the past of the Universe, as the light of the stars or that of distant galaxies that we see today started dozens, hundreds, thousands or billions of years ago! The Universe, in other words, is presented to us as it was in the past!

Anyone can observe or contemplate the starry sky, beginning by the simplest of methods, the naked eye, possibly far off urban light pollution; the observation of the sky makes it possible to understand some interesting things such as the apparent motion of the Sun, Moon and planets onto the "fixed" stars that are placed along the ecliptic, the changing of the Moon phases or the beauty of both lunar and solar eclipses. Telescopes, then, are surely the next step for the direct observation what the universe contains. But the real starting point in discovering the Cosmos is much nearer than someone might think: our Earth. The journey to discover the wonders of the cosmos cannot start but by our own planet, that until a few centuries ago was defined as the center of everything, a true projection of anthropocentrism. More recently, our Earth has been relegated to a common planet orbiting a common star only because of the grueling work of observation and calculation of the great scientists who had the curiosity to open the eyes and mind beyond belief and disbelief: Copernicus, Brahe, Kepler , Galileo and Newton first of all.