Costellazioni Circumpolari

Orsa Maggiore - latino Ursa Major abbreviazione Uma
sfig.1
 

L’Orsa Maggiore (Fig. 1) è la terza costellazione più grande della volta celeste. Occupa 1280 gradi quadrati di cielo ed è visibile tutto l’anno essendo situata nella calotta più settentrionale dell’emisfero boreale.

Dell’Orsa Maggiore fa parte il Grande Carro (Fig. 2), un gruppo di sette stelle luminose così chiamato per la forma che evoca, nonché punto di riferimento principale per l’orientamento in cielo e per la localizzazione della Stella Polare e quindi del Nord (celeste e terrestre).

Prolungando infatti nel cielo per circa cinque volte la linea immaginaria che congiunge le stelle Alpha e Beta del Carro, la prima stella che incontriamo è proprio la Stella Polare (Fig. 2).

Se il Grande Carro è conosciuto da tutti, spesso non è così per la figura dell’orsa in cui è racchiuso e di cui ne rappresenta la schiena e la coda.

In un bisbiglio di stelle periferiche, ci guarda infatti voltandosi indietro un’orsa (Fig. 3). Che si tratti di un’orsa e non di un orso è noto dal mito, che nell’animale polare vide la ninfa Callisto trasformata dalla gelosa consorte di Zeus, Era.

A tenerle compagnia troviamo partendo da est in senso orario le costellazioni di Bootes, del Drago, della Giraffa, della Lince, del Leone Minore, del Leone, della Chioma di Berenice e dei Cani da Caccia (Fig. 4).

sfig.2
 

Le stelle che percorrono la sagoma dell’Orsa Maggiore sono 17 di cui quelle più splendenti sono le prime 6 del Carro che, in ordine di luminosità decrescente, sono: Alioth (Epsilon UMa), Dubhe (Alpha UMa), Alkaid (Eta UMa), Mizar (Zeta UMa), Merak (Beta UMa), Phad (Gamma UMa).

La settima stella del Grande Carro è Megrez (Delta UMa) che però è all’undicesimo posto per splendore, in quanto la precedono Psi e Mu nella gamba posteriore dell’orsa e Theta e Iota in quella anteriore (Fig. 1).

Alioth, la stella più brillante dell’intera costellazione e dalla quale ha inizio il timone del carro, ha uno splendore di 1,77 magnitudini apparenti, mentre nel tallone di una zampa posteriore sta Alula Australis, la stella più debole dell’Orsa Maggiore che, con le sue 4,41 magnitudini, splende con una intensità 11 volte inferiore rispetto ad Alioth.

Limitandoci alla figura del Carro invece, la stella meno appariscente come accennato, è Megrez con 3,31 magnitudini apparenti, 4 volte più spenta di Alioth.

L’Orsa Maggiore risulta avere quindi complessivamente una magnitudine media apparente di 2,95, mentre il Grande Carro risalta di quasi il doppio con 2,26 magnitudini.

Nelle profondità di questa grande costellazione si trovano ben sette oggetti del famoso catalogo di Messier risalente alla seconda metà del XVIII secolo (Fig. 5): quattro galassie a spirale (M81, M101, M108 e M109), una irregolare (M82), una nebulosa planetaria (M97) e una stella doppia (M40).

A proposito di quest’ultima, è da segnalare il fatto che M40 è uno dei tre oggetti che costituiscono un’eccezione rispetto alla composizione del catalogo.

Esso infatti nacque con lo scopo di classificare tutti gli oggetti celesti di forma diffusa che non erano comete. Nel tempo in cui visse l’astronomo francese, la caccia alle comete era uno dei grandi interessi dell’astronomia e Charles Messier decise di stilare una lista di oggetti “da non confondersi con le comete”. Non si conosceva la loro natura, si sapeva soltanto che alla vista si presentavano come delle nebulosità e che per questo potevano essere scambiate per comete; ciò che le

escludeva dall’identificazione delle stelle con la coda, era il fatto di conservare ancorata sempre nello stesso punto del cielo la loro posizione.

110 furono le tenui macchioline che Messier individuò sparse fra le costellazioni, e oggi sappiamo che si tratta di galassie, ammassi aperti, ammassi globulari, nebulose e nebulose planetarie. Tuttavia nel catalogo vi sono classificate a sorpresa anche 3 stelle, corpi celesti di natura invece puntiforme.

Nel caso di M40 (Fig. 6), la coppia di stelle situata poco sopra Megrez, è entrata a far parte del catalogo in occasione della ricerca di una nebulosa che un altro astronomo, il polacco Johannes Hevelius, cento anni prima riteneva fosse presente là dove invece Messier trovò le due luci appaiate. Oggi sappiamo che le stella doppia M40 dista 510 anni luce da noi.

Addentrandoci negli abissi celesti di altri duemila anni luce, nei paraggi di Merak, occhieggia diffondendo la sua ultima luce la Nebulosa Gufo, M97 nel catalogo di Messier, così chiamata per la sua somiglianza agli occhi di un gufo (Fig. 7). Si tratta di una stella esplosa 6000 anni fa di cui ciò che vediamo oggi sono gli involucri di gas che un tempo la rivestivano e che, in seguito allo scoppio, sono stati scaraventati nello spazio dove ora si stanno lentamente dissolvendo.

sfig.3
sfig.4
sfig.5

Scendendo ancora in profondità, alla vertiginosa distanza di 12 milioni di anni luce, a nord di Dubhe splendono invece le galassie M81 (Fig. 8) e M82 (Fig. 9), la prima una bella e ariosa spirale, la seconda una irregolare che per via della sua forma allungata è anche conosciuta come Galassia Sigaro.

Nella coda dell’Orsa Maggiore, a nord della stella Alkaid, spunta affossata nello spazio di 27 milioni di anni luce, la forma delicata di una galassia a spirale che sembra ruotare al soffio di un vento che non conosce padroni. E’ M101, soprannominata non a caso la Galassia Girandola (Fig. 10).

E tuffandoci nello spazio fino a 45 milioni di anni luce in direzione Merak, ecco apparire la luce ambrata di M108, uno spiraglio luminoso che si schiude nell’oscurità cosmica e da cui si intravede una elegante lettera esse, segno che siamo in presenza di una galassia spirale barrata (Fig. 11).

A 55 milioni di anni luce infine, verso la stella Phad, un vortice di stelle galleggia nello spazio avvolgendo un opale intensamente acceso. E’ M109, una raffinata galassia a spirale inclinata su di noi al punto da offrirsi in tutta la sua magnificenza (Fig. 12).

Ilaria Sganzerla

s
fig.6
s
fig.7
s
fig.8
s
fig.9
s
fig.10
s
fig.11
s
fig.12

 


 

Orsa Minore - latino Ursa Minor, abbreviazione Umi

 

fig.1

L’Orsa Minore (Fig. 1) è la costellazione che, sola, abita la calotta boreale celeste tant’è che, come è noto, contiene la Stella Polare, anzi sembra proprio appesa ad essa dato che la Stella Polare è il perno attorno a cui essa ruota. Alla Stella Polare punta l’asse di rotazione della Terra facendo così di essa una sorta di sigillo celeste del “Nord”.

Il fatto che nel punto che segna il Nord ci sia una stella è del tutto casuale, infatti i nostri corrispondenti dell’emisfero australe non godono dello stesso privilegio e là dove l’asse terrestre incontra la volta celeste, non c’è nessun riferimento astronomico che lo segni.

Naturalmente, essendo la costellazione più a nord, l’Orsa Minore non tramonta mai ed è possibile vederla tutto l’anno. In termini di estensione è la 56° costellazione dell’intera volta celeste e occupa 256 gradi quadrati di spazio.

La difficoltà del suo riconoscimento non sta tanto nella sua forma che è molto semplice essendo uguale a quella del Grande Carro in scala ridotta, ragion per cui è nota anche come Piccolo Carro, quanto nel fatto che le sue stelle non sono luminose. La più brillante è proprio la Stella Polare che però è già una stella di seconda classe.

Nessun problema quindi a vedere l’intera costellazione se si è in un luogo isolato privo di luci, ma se si è in città ci si deve accontentare di localizzare la Polare e la stella Beta, che è l’unica della stessa classe.

Per la localizzazione della Stella Polare, ci si affida al Grande Carro le cui stelle Dubhe e Merak tracciano la direzione che porta alla Polare. Prolungando di circa cinque volte la loro congiungente, si incontra una stella: quella è la Stella Polare (Fig. 2).

fig.2
fig.3

Le prime costellazioni che ruotano attorno alla Stella Polare insieme all’Orsa Minore sono, partendo da est e andando in senso orario: il Drago, Cefeo e la Giraffa (Fig. 3). Esse sono alcune delle costellazioni dette “circumpolari”, ossia quelle costellazioni che ruotano attorno al polo senza scendere mai sotto l’orizzonte durante l’anno.

Come il Grande Carro, le stelle principali del Piccolo Carro sono 7, la più luminosa essendo appunto quella Polare (Alpha Ursae Minoris) con 2,02 magnitudini apparenti, e la meno brillante essendo Eta con 4,95 magnitudini, ben 15 volte più spenta. Mediamente le stelle dell’Orsa Minore danno un contributo medio alla luminosità della costellazione di 3,57 magnitudini, dunque occorre un cielo buio per poterla distinguere in modo nitido.

Cassiopea - latino Cassiopeia, abbreviazione Cas
casfig.1a

Cassiopea (Fig. 1a) è una delle cosiddette costellazioni circumpolari, ossia che stanno attorno al polo; per questo motivo non scendono mai sotto l’orizzonte e dunque non tramontano mai. In altre parole, esse sono visibili tutto l’anno. Fra le 88 costellazioni dei due emisferi, Cassiopea è la 25ma in termini di dimensioni con 598 gradi quadrati di estensione. Riconoscerla non è difficile grazie all’inconfondibile forma a W e alle sue stelle relativamente brillanti. A tener compagnia a Cassiopea durante l’anno vi sono cinque costellazioni: Cefeo e la Lucertola a nord, Andromeda a nord-ovest, Perseo a ovest e la Giraffa a sud-est (Fig. 2a).

Le stelle che delineano la figura di Cassiopea sono cinque, la più luminosa delle quali è Alpha Cassiopeiae con magnitudine apparente pari a 2,23, mentre la meno luminosa è Epsilon con 3,38 magnitudini apparenti; tutte stelle comunque visibili ad occhio nudo – dato che il nostro occhio arriva a percepire luminosità fino alla 6a magnitudine – le quali conferiscono alla costellazione una magnitudine media di 2,61. Epsilon in particolare è quasi 3 volte meno luminosa di Alpha. Sempre parlando di stelle infine, al di fuori di quelle principali, Cassiopea conta nella sua area mezzo centinaio di stelle, tutte naturalmente più deboli delle prime cinque. Al di là della caratteristica di essere circumpolare e facilmente individuabile, Cassiopea non si distingue per particolari oggetti o fenomeni, per così dire, entrati nella storia dell’astronomia. Tuttavia in essa sono custoditi due ammassi aperti catalogati dall’astronomo francese Charles Messier nel XVIII secolo. Si tratta di M52 (Fig. 3a) a 5.000 anni luce in direzione di Cefeo e M103 (Fig. 4a) distante 10.000 anni luce in direzione di Perseo. I due ammassi non sono visibili a occhio nudo essendo di magnitudine 5,0 e 7,4 rispettivamente, tuttavia basta un semplice binocolo per concedere alla loro luce di emergere dalle tenebre e impressionare la nostra retina.

cas2fig.2a
f04fig.3a
f03fig.4a

A Nord: Cefeo - latino Cepheus, abbreviazione Cep

La costellazione di Cefeo (Fig. c1) è la seconda più a nord dopo l’Orsa Minore. Come tutte le costellazioni vicine al Polo Nord celeste, dette circumpolari, non tramonta mai nell’arco dell’anno ed è quindi possibile osservarla tutte le notti. Cefeo è la 25ma costellazione più grande fra le 88 presenti nei due emisferi e si estende per 588 gradi quadrati.

La sua forma è semplice in quanto richiama la figura di una casa, rappresentata come un quadrilatero sormontato da un triangolo. Tuttavia le cinque stelle che disegnano la sua sagoma non eccellono per luminosità essendo tutte, ad eccezione della Alpha, di terza magnitudine.

Identificarla comunque non è impossibile, grazie alla limitrofa Cassiopea che con le sue due stelle più brillanti, ci indica la direzione per rintracciare l’astro più luminoso di Cefeo. Seguendo infatti la direzione di Alpha e Beta Cassiopeiae dalla parte di Beta, la prima stella brillante che si incontra a una distanza di circa cinque volte quella che separa le due stelle guida, è Alpha Cephei (Fig. c2).

Partendo da est e andando in senso orario, le costellazioni che circondano Cefeo sono: l’Orsa Minore, il Drago, il Cigno, la Lucertola, Cassiopea mentre chiude il giro la Giraffa (Fig. c3).

La figura della costellazione di Cefeo è suggerita da cinque stelle, la più luminosa delle quali è Alpha Cephei con 2,44 magnitudini apparenti; le altre quattro invece sono tutte di terza classe e in particolare Iota è la più debole con 3,52 magnitudini apparenti, quasi tre volte più spenta di Alpha.

Da un punto di vista scientifico, la costellazione è importante in quanto contiene delle stelle variabili particolari, chiamate Cefeidi, la cui scoperta si è rivelata molto utile ai fini della determinazione delle distanze stellari e delle galassie.

cep
cef2
cef3

nord : Drago - latino Draco abbreviazione Dra

 

Il Drago (Fig. 1) è una costellazione circumpolare, ossia si trova nel primo parallelo che circonda il polo nord celeste. Per questo motivo non tramonta mai e la si può pertanto vedere tutto l’anno.

Nonostante sia sempre disponibile alla vista, non è tuttavia così semplice riconoscerla in cielo per due motivi: da un lato è una costellazione molto estesa, ben 1.083 gradi quadrati, l’ottava per grandezza sia nell’intera volta celeste che nel solo emisfero boreale, e questo ha la conseguenza che le sue stelle, sebbene numerose, siano disseminate in un’area vasta risultando così distanti fra di loro. Non si ha insomma una visione d’insieme raccolta.

Dall’altro lato, i suoi astri non sono particolarmente brillanti così che la costellazione in pratica tende a perdersi.

E’ indispensabile dunque avere a disposizione un cielo il più possibile buio. Indicativamente si può localizzare la stella più brillante del Drago, Gamma Draconis, lungo la direzione che congiunge la stella Beta dell’Orsa Minore, il vertice posteriore più luminoso del piccolo carro, alla sfolgorante Vega nella Lira. Gamma Draconis si trova a circa un terzo della loro distanza, dalla parte di Vega (Fig. 2).

Partendo da est le costellazioni che circondano il Drago sono: il Cigno, Cefeo, l’Orsa Minore, l’Orsa Maggiore, Bootes ed Ercole e la Lira (Fig. 3). Le stelle che delineano la figura del Drago sono 20 di cui ben 8 sono di quarta magnitudine apparente e 9 di terza. Ecco perché la costellazione è piuttosto debole nel suo insieme. Soltanto 3 sono le stelle di seconda magnitudine, nessuna di prima. Gamma Draconis come abbiamo detto, è l’astro più brillante: 2,23 magnitudini apparenti ed è situato nella testa. Nu1 invece è la stella più debole della costellazione con 4,88 magnitudini, quasi dodici volte più spenta di Gamma. Tenendo conto del contributo luminoso delle 20 stelle lungo il profilo del Drago, la costellazione ha una magnitudine apparente media di 3,80; se fosse una stella sarebbe solo di quarta classe, vicina al limite di percezione del nostro occhio. Il Drago contiene un oggetto di Messier, M102, una debole galassia lenticolare.

f1
f2
f3

 

Stelle famose nelle costellazioni circumpolari

Nell’Orsa Maggiore: Mizar e Alcor

sfig.13

La stella centrale del timone del Grande Carro è Mizar e nasconde vicinissima a sé un’altra stella, Alcor che è impossibile notare a un’occhiata superficiale. Tuttavia, aguzzando bene la vista, si può distinguere il puntino luminoso compagno di Mizar (Fig. 13). Anzi, questa coppia di stelle viene utilizzata fin dai tempi antichi come prova della vista e questo è un po’ il motivo per cui sono diventate famose. La vicinanza delle due stelle non è dovuta a un effetto prospettico, ma sono realmente vicine fra loro e costituiscono un sistema binario di stelle, ossia un sistema in cui le stelle sono legate fra di loro gravitazionalmente. Alcor e Mizar sebbene vicine, distano pur sempre circa 16.000 UA fra loro, cioè 16.000 volte la distanza Sole-Terra. Impiegano invece a ruotare l’una attorno all’altra circa 700.000 anni. La distanza che le separa da noi è di circa 83 anni luce per Mizar e 82 per Alcor.

Parlando di Mizar, essa brilla con una magnitudine apparente pari a 2,23 ma nella realtà splende sei volte di più con una magnitudine assoluta di 0,33. Dal punto di vista fisico, il suo spettro elettromagnetico è classificato come A2V, dove la lettera A ci dà un’indicazione sia della sua temperatura superficiale che inizia ad essere piuttosto elevata, sui 10.000°K, che della composizione chimica della sua atmosfera che risulta prevalentemente di idrogeno; il numero 2 definisce meglio il valore della temperatura che risulta essere più vicino al suo valore massimo (11.000°K) che a quello minimo per la classe A (7.700°K). Il numero romano V infine classifica la stella dal punto di vista evolutivo e così scopriamo che Mizar è una stella Nana. Alcor invece ha una magnitudine apparente di 3,99 ma intrinsecamente ha anch’essa un’intensità luminosa sei volte maggiore, la sua magnitudine assoluta è infatti 2,01. Anche il suo spettro è simile a quello di Mizar salvo per la temperatura che è un po’ più fredda 8.700°K. In codice il suo spettro è A5V.

Nell’Orsa Minore: Stella Polare

 

fig.16

Gli abitanti dell’emisfero settentrionale hanno in cielo una stella che con la sua luce segna il Nord e per questo motivo l’astro è stato chiamato Stella Polare. Il fatto che nel punto in cui l’asse di rotazione terrestre incontra la volta celeste ci sia una stella, è del tutto casuale. Sicuramente lo possiamo considerare un privilegio. Un privilegio che però non abbiamo da sempre. Occorre infatti sapere che nel tempo, il punto che segna il Nord si sposta (Fig. 16). La Terra infatti non gira su sé stessa mantenendo la direzione dell’asse di rotazione coincidente con la verticale ma, durante la rotazione, l’asse si inclina rispetto alla verticale proprio come fa una trottola. Questo accade per due motivi: 1. perché la Terra non è perfettamente sferica bensì è schiacciata ai poli e presenta un rigonfiamento all’equatore; 2. questa sua forma fa sì che l’attrazione gravitazionale esercitata dalla Luna e dal Sole allontani l’asse terrestre dalla sua direzione naturale. In particolare la gravità di Sole e Luna tende ad avvicinare i poli terrestri ai poli dell’eclittica, che è l’orbita percorsa dalla Terra attorno al Sole ed è inclinata di 23,5° rispetto al piano equatoriale (Fig. 17).

Ne consegue che l’asse terrestre descrive un cerchio sulla cui circonferenza si sposta man mano il Nord (Fig. 18). Onde evitare di fare confusione, è bene segnalare che la rotazione di cui si sta parlando, pur essendo quella della Terra su sé stessa, non è la rotazione giornaliera, ma una rotazione che si aggiunge a questa e i cui effetti si fanno sentire su un periodo di tempo molto lungo, circa 26.000 anni per compiere un giro completo. Tuttavia, è un arco di tempo che nel corso dei secoli rende apprezzabili i mutamenti della posizione del punto cardinale.

Per esempio nel 3000 a.C. al tempo dei Sumeri o degli Antichi Egizi, la Stella Polare si trovava nella costellazione del Drago rappresentata dalla stella Thuban, ma solo 1000 anni dopo il Nord si era già allontanato in una zona senza stelle, e così fu per parecchi secoli. Gli Antichi Greci non ebbero nessuna Stella Polare nelle loro notti, tant’è che l’asse di rotazione terrestre punta sulla nostra Alpha Ursae Minoris grossomodo soltanto a partire dal Medioevo (Fig. 19).

fig.17
fig.18
fig.19
fig.20

Il fenomeno appena descritto è noto come “Precessione degli Equinozi”, perché insieme alla direzione dell’asse terrestre si spostano anche i punti equinoziali, cioè i punti dove il piano equatoriale terrestre interseca il piano dell’eclittica e che segnano l’arrivo della primavera e dell’autunno (Fig. 20). I punti equinoziali si spostano perché insieme al Nord, anche il piano dell’equatore cambia il suo orientamento mantenendo inalterato solo il suo centro e così da intersecare l’eclittica in punti ogni volta un po’ diversi.

Poiché il moto di precessione avviene in senso orario mentre la Terra ruota su sé stessa in senso antiorario, i punti equinoziali (solstizi compresi) vengono raggiunti sempre un po’ prima, o in altre parole arretrano la loro posizione sull’eclittica. In particolare lo spostamento è di 50,37” all’anno, da cui si ricava che per un giro completo di 360° occorrono esattamente 25.786 anni. Fra dodici millenni, la Stella Polare brillerà con la luce intensa di Vega nella costellazione della Lira e sarà perciò assolutamente facile da identificare (Fig. 19).

Parlando di costellazioni, un’altra conseguenza dello spostamento di equinozi e solstizi è la diversa costellazione su cui essi vanno via via ad affacciarsi. Oggi siamo nella cosiddetta era dei Pesci perché l’equinozio di primavera cade nella costellazione dei Pesci, ma nel 500 a.C. per esempio, esso si trovava nella costellazione dell’Ariete e questo è il motivo per cui l’equinozio di primavera è anche detto Punto Gamma ed è rappresentato con quella lettera greca perché ricorda le corna di un ariete. Al tempo di Sumeri e Accadi invece, era la costellazione del Toro ad inaugurare la stagione primaverile.

Il fenomeno della precessione degli equinozi è stato scoperto nel II secolo a.C. da un astronomo greco nato a Nicea, l’odierna città di Iznik in Turchia. Si chiamava Ipparco e il suo nome, proprio per questa illuminante scoperta, è talvolta ricordato come quello di primo astronomo della storia nel senso scientifico del termine.

Prima di passare alla descrizione della Stella Polare, vale la pena però menzionare una curiosità riguardo a una testimonianza proveniente dal III secolo a.C. Nell’opera “Catasterismi” scritta dall’astronomo alessandrino Eratostene di Cirene, colonia greca situata nell’odierna Libia, si legge a proposito dell’Orsa Minore:

Sotto una delle due stelle che guidano il movimento, c’è un’altra stella, rivolta più verso il basso, che si chiama Polo: intorno a lei sembra ruotare tutta la volta celeste. (Eratostene, Epitome dei Catasterismi)

Chi non conosce la configurazione celeste del III secolo a.C., pensa naturalmente che Eratostene stia alludendo alla nostra Stella Polare. Ma, come abbiamo detto, a quel tempo non vi era nessun astro in prossimità del Nord.

Già Ipparco, vissuto nel secolo successivo, aveva contestato l’affermazione di Eratostene il quale, probabilmente la ereditò a sua volta da fonti molto antiche, e posizionò invece il polo in uno dei vertici di un quadrilatero completato dalle stelle Beta Ursae Minoris, Chi e Lambda Draconis (Fig. 21), secondo l’interpretazione che si è data del testo.

Comunque fosse, la stella cui fa riferimento Eratostene non può essere la nostra Polare dal momento che si trova sotto una delle due stelle del timone e non ne fa parte, essendo esse state tutte descritte dallo scienziato.

fig.21

Tornando alla Stella Polare, quel puntino di luce che segna il Nord si trova a circa 430 anni luce dalla Terra, ciò significa che per raggiungerla dovremmo viaggiare per più di quattro secoli andando alla velocità della luce. La sua magnitudine assoluta, ossia il numero che indica la sua luminosità intrinseca, è di -3,63, ma alla distanza di 430 anni luce, la vediamo 170 volte più spenta e la sua magnitudine apparente risulta così pari a 1,97.

Se si vogliono analizzare invece le caratteristiche fisiche della Stella Polare (colore, temperatura, composizione, tipologia di stella), occorre esaminare il suo spettro elettromagnetico che, per una stella, ne rappresenta una vera e propria carta d’identità con tanto di “numero”. Quello di Alpha Ursae Minoris è F7 Ib-II, dove la lettera F ci dà un’indicazione della sua temperatura e del suo colore; risulta allora che la Polare è una stella giallo-bianca piuttosto fredda, con una temperatura superficiale compresa fra i 7.500°K e i 6.000°K; il numero 7 ci suggerisce che la temperatura è più vicina al valore inferiore dell’intervallo, dal momento che le classi spettrali (dati dalle lettere) sono state suddivise in 10 sottoclassi; la superficie delle stelle di classe F inoltre è composta da calcio ionizzato che assorbe parte della radiazione emessa dagli atomi di idrogeno; i numeri romani indicano la classe di luminosità cui appartiene un corpo celeste e la classe I è riservata alle Supergiganti, mentre la II alle Giganti. La Stella Polare dunque è una stella che si colloca fra una Supergigante e una Gigante. La lettera b è un’ulteriore distinzione riservata alle Supergiganti che possono essere di tipo a o b a seconda che siano rispettivamente più o meno luminose. Che la Stella Polare sia una stella di grandi dimensioni lo conferma il suo raggio che è 30 volte quello del Sole, mentre la sua massa è 7,54 volte quella del nostro astro.

Un’ultima caratteristica importante da segnalare di Alpha Ursae Maioris è il fatto di essere una stella variabile cefeide. Le Cefeidi sono stelle particolari così chiamate perché la prima ad essere stata scoperta si trova nella costellazione di Cefeo. La loro caratteristica è quella di variare la loro luminosità da un valore massimo a un valore minimo in modo estremamente regolare; la pulsazione luminosa è dovuta a sua volta a una variazione delle dimensioni, la stella si espande e si contrae ripetutamente; il comportamento è dovuto alla fase evolutiva che l’astro sta vivendo e che rientra già negli stadi finali dell’esistenza. L’importanza di queste stelle risiede nel fatto che una cefeide permette di calcolare le distanze stellari e galattiche, dopo che nel 1912 se ne sono trovate ben venticinque nella Piccola Nube di Magellano ad opera dell’astronoma americana Henrietta Leavitt. Le variabili della galassia dell’emisfero australe si possono infatti considerare tutte alla stessa distanza da noi, cosicché la loro magnitudine apparente – quella che percepiamo in funzione della distanza – si può considerare coincidente con quella assoluta, quella intrinseca della sorgente luminosa.

Henrietta Leavitt scoprì inoltre che vi era una relazione precisa fra la luminosità e il periodo intercorso fra un picco di luminosità e il successivo; in particolare più il periodo era lungo, più la luminosità raggiunta era alta. Per le Cefeidi della Nube di Magellano dunque la luminosità ricavata dalla misurazione del periodo di pulsazione, coincide con la luminosità assoluta, così che la relazione permette di ricavare la luminosità intrinseca. Applicando queste considerazioni alle cefeidi della nostra Galassia, dove non è più vero che la magnitudine apparente è uguale a quella assoluta, si ha che dal confronto della luminosità assoluta – ricavata dal periodo – con quella apparente ricavata dalle osservazioni, è possibile risalire alla distanza attraverso la nota legge m – M = – 5 + 5 Log D, dove m e M sono le magnitudini apparente e assoluta e D la distanza espressa in parsec. Nel caso della Stella Polare per esempio, il periodo di pulsazione luminosa è di circa 4 giorni, corrispondente a una magnitudine assoluta di -3,63. Dal valore 1,97 della magnitudine apparente, si ricava così una distanza di 133 parsec pari a 433 anni luce.

 

In Cefeo: le cefeidi

 

Nel 1784 un astronomo inglese di nome John Goodricke si accorse che nella costellazione di Cefeo, vi era una stella che nell’arco di poco più di 5 giorni, aumentava la sua luminosità da 4,3 a 3,6 magnitudini per poi riposizionarsi al valore di 4,3 magnitudini e, nello stesso numero di giorni, ripeteva esattamente il comportamento. La stella in pratica raddoppiava la sua luminosità con una regolarità stupefacente. Goodricke notò anche che l’astro era più veloce nel raggiungere lo splendore massimo che quello minimo, secondo un andamento ondulatorio con picco asimmetrico (Fig. 12t). La stella in questione era Delta Cephei (Fig. 13t), una Supergigante gialla a quasi 900 anni luce dalla Terra che, proprio in virtù della fase evolutiva che stava – e che sta – attraversando, si comporta come un cuore che pulsa: si espande e si contrae, si espande e si contrae e, così facendo, sprigiona più o meno luce, da cui la variazione di luminosità osservata. In particolare l’espansione si traduce in un calo di luminosità, perché la luce deve distribuirsi su una superficie maggiore, mentre la contrazione comporta un aumento dello splendore dovendosi la radiazione concentrare in un volume più piccolo. Il motivo per cui questa stella ha un decorso piuttosto travagliato, è dovuto all’età che ha raggiunto. Delta Cephei è infatti una stella di circa 100 milioni di anni giunta alle fasi finali della sua vita. Queste fasi consistono in una forte instabilità dell’astro, il quale lotta per ristabilire l’equilibrio tra la forza di gravità, divenuta predominante in seguito all’esaurimento del combustibile principale che è l’idrogeno, e la pressione di radiazione, esercitata dai fotoni che si generano durante la fusione del primo elemento della tavola periodica.

Nel momento in cui quest’ultimo viene meno, l’astro si trova privo di quei fotoni che con la loro pressione contrastavano la gravità, e il risultato è la compromissione dell’equilibrio termodinamico indispensabile alla sopravvivenza della stella. Soltanto quando il collasso dovuto alla forza di gravità, farà salire la temperatura del nucleo della stella di dieci volte tanto, a 100 milioni di gradi, inizierà a bruciare l’elio, che è l’elemento in cui si è trasformato l’idrogeno durante la combustione; scoccherà allora una nuova scintilla che consentirà alla stella di proseguire la propria esistenza per alcune centinaia di migliaia di anni. Una stella di 100 milioni di anni in realtà non dovrebbe essere una stella già vecchia. Il nostro Sole per esempio impiegherà ben 10 miliardi di anni a bruciare tutto l’idrogeno; ma non bisogna dimenticare che la longevità di una stella dipende esclusivamente dalla massa che ha alla nascita: maggiore è la massa, più breve è l’esistenza. Delta Cephei è una stella originariamente molto più massiccia del Sole, 4-5 volte, destinata pertanto a punteggiare la volta celeste per poco tempo (poco naturalmente su scala astronomica!).

cef
cef3

 

Questo era dunque l’astro osservato da Goodricke più di due secoli fa e da allora tutte le stelle che mostravano un comportamento “alla Delta Cephei”, vennero dette Cefeidi. La Stella Polare ad esempio è una cefeide con un periodo di 4 giorni, tuttavia la sua variazione di luminosità non è apprezzabile a occhio nudo. Ma la vera importanza della stella pulsante di Goodricke doveva ancora venire. Tre anni prima della I Guerra Mondiale, nel 1912, l’astronoma americana Henrietta Leavitt dell’osservatorio di Harvard, scoprì che nella Piccola Nube di Magellano, una galassia visibile dall’emisfero australe, vi erano venticinque cefeidi. Di ciascuna registrò il periodo, ossia l’intervallo di tempo fra un minimo di luminosità e il successivo, e con sua grande sorpresa scoprì che più esso era lungo, più la cefeide era luminosa. Henrietta Leavitt in pratica aveva riscontrato che c’era una relazione fra la luminosità della stella variabile e il periodo di oscillazione. Ebbene, questa constatazione si rivelava strategica ai fini della determinazione delle distanze stellari e galattiche, grandezze da sempre di difficile valutazione per tutti gli oggetti che risiedono a più di 30 anni luce da noi.

Perché le Cefeidi della Piccola Nube di Magellano potevano aiutare gli astronomi a stimare in modo preciso le distanze delle galassie in cui si trovavano? Perché si trovavano tutte nello stesso “contenitore”, la Nube appunto, cioè si potevano considerare tutte alla stessa distanza da noi. La distanza che ci separa dalla Piccola Nube di Magellano è infatti di gran lunga superiore della distanza che ci separa da una di quelle Cefeidi e un’altra sempre ivi residente. E’ come se un abitante di Roma volesse determinare la propria distanza da ogni abitante di Bologna. Arriverebbe alla conclusione che tutti gli abitanti di Bologna sono alla stessa distanza da lui. Alla luce di questa riflessione, la Leavitt poté anche ragionevolmente dedurre che la magnitudine apparente delle Cefeidi della Piccola Nube di Magellano, ossia la luminosità osservata, coincideva con quella assoluta, cioè con quella vera. Per ogni stella infatti si specificano sempre due magnitudini: la magnitudine apparente o visuale che è quella che rileviamo noi dalla nostra posizione – la Terra – e quindi “alla nostra distanza” dalla stella, e la magnitudine assoluta o vera, che è invece quella intrinseca della stella. Una stella infatti potrebbe risultarci più debole rispetto a un’altra, ma solo perché più lontana. Conoscendo la distanza di una stella, si può ricavare la sua luminosità assoluta, dato che quella apparente si misura e dato che le tre grandezze sono legate fra loro dalla relazione:

m – M = – 5 + 5 Log D

dove m è la magnitudine apparente, M quella assoluta e D è la distanza misurata in parsec, essendo 1 parsec equivalente a 3,26 anni luce. Nel caso delle 25 Cefeidi extragalattiche, potendole considerare tutte ugualmente lontane da noi, il parametro “distanza” non va ad intaccare le misurazioni di differenza di luminosità; in altre parole, la differenza di magnitudine apparente osservata corrisponde a una differenza di magnitudine assoluta intrinseca. Perciò, se la magnitudine assoluta delle Cefeidi della Nube è uguale a quella apparente e se ogni periodo di pulsazione osservato implica una determinata magnitudine assoluta, dalla misurazione del periodo di qualsiasi altra Cefeide in qualsiasi punto dell’Universo, si risale immediatamente alla sua magnitudine assoluta e da lì alla sua lontananza attraverso la legge sopra scritta che la lega alla magnitudine apparente. In pratica possiamo dirla anche in un altro modo: finora l’unica legge che permetteva di conoscere la magnitudine assoluta di una stella, richiedeva appunto la conoscenza della sua distanza; con le Cefeidi invece si è trovata una legge che permette da una parte di conoscere facilmente la loro magnitudine vera e dall’altra di conoscere con grande precisione la loro distanza e quella di tutte le Galassie che contengono Cefeidi. Diciamo “grande precisione” e non “assoluta precisione” perché comunque l’uguaglianza magnitudine apparente – magnitudine vera delle Cefeidi della Piccola Nube di Magellano non è totale. Per perfezionare la relazione trovata da Henrietta Leavitt, bisognerebbe determinare con esattezza la distanza anche di una sola Cefeide nella nostra Galassia. Purtroppo però il metodo più preciso per questa impresa, come abbiamo detto, è applicabile solo fino a distanze di 30 anni luce, mentre la Cefeide più vicina a noi si trova a ben 300 anni luce. Si è ricorsi allora alla valutazione della distanza delle Cefeidi, misurando statisticamente i loro moti propri, in virtù del fatto che, più vicina è una stella, più velocemente sembra muoversi. Da lì si sono calcolate le magnitudini assolute e le si sono confrontate con i periodi di pulsazione in modo da affinare il più possibile la relazione abbozzata dalla Leavitt. Il calcolo effettuato in parallelo su una serie di Cefeidi da due grandi scienziati a cavallo della I Guerra Mondiale, Ejnar Hertzsprung e Harlow Shapley, portò a un risultato convergente: mentre il primo aveva concluso che una Cefeide di magnitudine assoluta –2,3 aveva un periodo di 6,6 giorni, il secondo concludeva che a quella magnitudine il periodo era di 5,96 giorni. I due risultati dunque differivano solo di 15 ore: una differenza insignificante. E così, da quel 1912, ormai quasi centenario, le Cefeidi vengono usate come candele standard per definire le distanze galattiche ed extragalattiche.

Ilaria Sganzerla


Immagini ricavate da:
  • sw Sky Charts
  • sw Stellarium
  • http://messier.seds.org/Pics/More/m40noao.jpg
  • http://messier.seds.org/Pics/More/m97noao.jpg
  • http://messier.seds.org/Pics/More/m81anon.jpg
  • http://messier.seds.org/Pics/Jpg/m82kc.jpg
  • http://www.gizarastro.it/m101_tlc_2010.html
  • http://messier.seds.org/Pics/More/m108noao.jpg
  • http://messier.seds.org/Pics/More/m109noao.jpg
Fonti:
  • Ian Ridpath, The Pocket Guide To Astronomy, 1990
Internet:
  • SEDS - seds.org/messier/g-group
  • Wikipedia - http://en.wikipedia.org/wiki/Alcor_(star)
  • Wikipedia - http://en.wikipedia.org/wiki/Ursa_Major

 

TORNA SU

USCITA

GAGM - Bologna