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.