Una delle caratteristiche più rilevanti del cielo autunnale nell'area che transita a Sud è l’assenza di stelle particolarmente luminose; nulla di simile a quelle che, ad esempio, adornano la volta celeste in inverno o in estate. Tra le costellazioni ivi presenti, quella dell’Acquario, “il portatore d’acqua”, situata esattamente al di sotto della testa del grande cavallo alato, Pegaso.
Transitando al meridiano di sera proprio in questo periodo, non solo è una tra le costellazioni più estese dell’intera volta celeste (980° quadrati) ma anche tra le più antiche, creata in un tempo lontanissimo probabilmente in riferimento alla stagione delle piogge; tuttavia, l'Acquario non figura tra le costellazioni più luminose: le sue stelle più luminose sono appena inferiori alla terza grandezza, certamente non facili da scorgere da aree urbane laddove l’inquinamento luminoso ha preso il sopravvento sul cielo oscuro.
Osservando la costellazione in assenza di Luna e possibilmente in un luogo oscuro, lontano da fonti luminose, nell'area settentrionale della costellazione non è difficile scorgere quattro stelle di simile luminosità disposte a formare una sorta di Y: l’anfora dalla quale, nella tradizionale rappresentazione, sgorga il filo d’acqua formato da stelle di terza e quarta grandezza che, come ad incontrare una roccia, si divide in due rami per poi riversarsi, secondo antica tradizione, dritto nella bocca del Pesce australe rappresentata dalla luminosa Fomalhaut (α PsA).
La stella situata al centro dell’anfora è ζ Aqr che, da sempre, è una delle mie doppie preferite di tutto il cielo. Il nome proprio, Sadaltager, deriva dall’arabo sa‘d al-tājir ad indicare "la (stella) fortunata del mercante". Una sua particolarità è quella di trovarsi esattamente a cavallo l'equatore celeste: fino al 2003, essa era una stella appartenente a tutti gli effetti all’emisfero celeste australe ma il moto di precessione terrestre l’ha portata velocemente - circa 0,3’ d'arco all'anno - a varcare l’equatore celeste precisamente il 21 novembre 2003, divenendo da allora una stella settentrionale!
Puntando un telescopio da almeno 100 mm di diametro sulla stella utilizzando ingrandimenti forzati, ζ Aqr viene risolta o, meglio, “divisa” in due stelle bianche di uguale luminosità. Il primo ad accorgersi della doppia natura di questa stella fu l’astronomo ceco C. Mayer nel 1777 quando le due erano separate da 3" d’arco; nelle sue note, egli attribuì ad entrambe le componenti un color bianco diamante, particolare confermato dapprima da W. Herschel e, successivamente, anche dall’ammiraglio W. H. Smith; tuttavia, altri valenti osservatori visuali descrissero differenti tinte cromatiche quali bianco-verdognolo l’una e giallo pallido l’altra...saranno intercorsi fattori "esterni" a colorire tali resoconti? Molto probabile...
Osservando adesso la coppia, essa appare disposta esattamente invertita rispetto a quando fu scoperta; nel frattempo, la separazione tra le componenti è andata restringendosi, arrivando al momento a 1,7” d’arco; ma, come detto, tale valore fa comunque della coppia uno spettacolo sicuramente affascinante all'osservazione telescopica.
ζ Aqr, che osservata ad occhio nudo splende di magnitudine 3,7, è lontana 92 anni-luce, distanza facilmente rilevata tramite il metodo della parallasse trigonometrica; la componente orientale, nota come ζ2 Aqr (o ζ Aqr A) - di magnitudine 4,42 - è quella leggermente più luminosa mentre ζ1 Aqr (o ζ Aqr B) - splendendo di magnitudine 4,51 - risulta appena più debole.
Entrambe le componenti sono stelle di sequenza principale di tipo spettrale F, dalla temperatura superficiale prossima ai 7.000 K; tuttavia, l'esile differenza di luminosità la dice lunga sull'esigua differenza di massa: ζ2 Aqr e ζ1 Aqr possiedono masse rispettivamente 1,72 e 1,65 volte quella del Sole.
Lo studio del loro moto orbitale delle due componenti principali fornisce in realtà una massa totale del sistema 5 volte quella del Sole, valore leggermente maggiore di quello derivato da luminosità e temperatura, più preciso, fornisce una massa totale 3,4 volte quella solare; ciò è chiaro indice di un certo errore nei parametri orbitali desunti che, quindi, non sono ancora perfettamente accurati...d’altronde, è stata osservata solo una piccolissima parte del loro percorso orbitale.
Infatti, le due componenti principali del sistema di ζ Aqr orbitano l’una intorno all'altra con un periodo incerto, che va dai 760 ai 590 anni (anche se stime recenti sembrerebbero confermare la validità del secondo valore); la loro distanza media è di circa 140 Unità Astronomiche (equivalente a circa 3,5 volte quella media di Plutone dal Sole) ma, essendo l’orbita notevolmente eccentrica, questa le porta ad avvicinarsi da “sole” 95 UA ad allontanarsi fino a 210 UA: potendo osservare l’una o l’altra stella stando idealmente su una delle due nella fase di massimo allontanamento, vedremmo l'altra risplendere nel cielo con una intensità luminosa almeno 65 volte quella della Luna Piena!
La luminosità intrinseca è invece pari a 13 e 11 volte quella della nostra stella. Misure spettrometriche sembrano indicare che ζ2 Aqr sia a sua volta sede di un sistema binario, con un periodo orbitale di 26 anni; venisse in futuro confermato tale dato, il compagno più piccolo sarebbe quindi una piccola e debole nana rossa, dalla massa solo il 40% di quella del Sole.
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