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Classificazione delle stelle
Le stelle
Dal nostro punto di osservazione (il pianeta Terra) percepiamo le stelle esclusivamente per la loro luminosità. Per questo motivo, sin dall' antichità, le stelle sono state classificate in base alla loro intensità luminosa definita come magnitudine.
Oggi, pur disponendo di potenti telescopi, se li puntassimo verso una qualsiasi stella, vedremmo sempre e solo un puntino, più o meno, luminoso.
Ne deriva che, la luce emessa dalle stelle, resta sempre la principale grandezza fisica che ci consente di studiarle per approfondirne la conoscienza.
Oggi però, nuove scoperte e nuove tecnologie ci consentono di analizzare, la piccola radazione luminosa proveniente da una stella, con strumenti di indagine capaci di fornirci molteplici informazioni circa la sua natura.
Ne deriva che attualmente la principale clssificazione delle stelle viene fatta, sempre esaminando la loro luce, ma su base spettrale ovvero con l' uso di strumenti chiamati spettrometri che sfruttando le proprietà di rifrazione della luce dei prisma trasparenti, sono in grado di decomporre la radiazione luminosa nelle sue lunghezze d'onda e misurarne l'intensità e la composizione chimica (vedi figura a lato).
Gli spettri ricavati dalle sorgenti luminose possono essere di 2 tipi:
- Di emissione - Si formano ogniqualvolta la materia emette radiazione elettromagnetica. Si distinguono in spettri di emissione continui (sono presenti tutte le radiazioni monocromatiche in una serie continua.) e spettri di emissione a righe (Un gas o un vapore riscaldato emette una radiazione discontinua, formata solo da poche componenti monocromatiche).
- Di assorbimento - quando la radiazione continua proveniente da un corpo solido o liquido passa attraverso un gas od un vapore, si constata che allo spettro continuo mancano certe radiazioni monocromatiche, le quali sono state assorbite dal gas interposto. In pratica si riscontra che i gas ed i vapori assorbono le stesse radiazioni monocromatiche che emettono, per cui lo spettro di assorbimento risulta l'esatto negativo dello spettro di emissione a righe (vedi figura sotto).
Il primo ad accorgersi che gli spettri delle stelle sono solcati da zone di assorbimento fu padre Angelo Secchi il quale, nel 1866 ,classificò circa 4000 stelle in quattro diverse tipologie distinte (numerate da I a IV) in base all'importanza delle linee di assorbimento osservate nello spettro.
Classificazione di Secchi
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Da ogni stella, quindi, si può ricavare una immagine spettrale che è una sorta d' impronta digitale in base alla quale si ricavano alcuni tratti salienti che le distinguono o le accomunano le une con le altre.
Quindi, riassumendo le stelle possono essere classificate in base alle loro righe di assorbimento. Queste righe, come vedremo, dipendono per lo più dalla temperatura superficiale della stella.
Infatti si è notato che la presenza e l' intensità di alcune linee di assorbimento negli spettri stellari erano strettamente legate alla temperatura superficiale della stella.
Questo ha consentito di determinare la relazione che esiste tra l'intensità relativa di due linee di assorbimento e la temperatura del gas che le produce, quindi di risalire alla temperatura superficiale della stella. Ciò a trovato conferma anche dalle analisi fotometriche
Da successive analisi si è capito che le stelle sono simili a "corpi neri" cioè sono in grado di emettere ed assorbire qualsiasi radiazione elettromagnetica, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali.
Infatti, quando un corpo nero si scalda inizialmente emette radiazione nelle frequenze dell'infrarosso; un ulteriore aumento della temperatura porta il corpo a diventare incandescente e rosso, poi arancione, poi giallo, poi bianco e infine azzurro. Se la temperatura aumenta ancora, il corpo emette la maggior parte della radiazione nella banda dell'ultravioletto. I colori che ci appaiono sono il frutto della combinazione di emissioni di diverse lunghezze d'onda. Le stelle più calde ci appaiono blu perché emettono la maggior parte della loro energia nella parte blu dello spettro; le stelle meno calde emettono invece soprattutto nella parte rossa dello spettro. Il punto dello spettro in cui avviene la maggiore emissione dipende dalla temperatura. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso.
Sulla base di queste conoscenze è stato possibile effettuare ulteriori classificazioni delle stelle.
Classificazione di Harvard (Temperatura / Colore)
Una prima classificazione delle stelle (ideata nel "Harvard College Observatory" agli inizi del XX secolo) viene fatta con le lettere O, B, A, F, G, K, M in base al loro colore e quindi temperatura superficiale. Per aumentarne la precisione ciascuna classe poi è stata suddivisa in sottoclassi numerate da 0 a 9.
C'è una frase inglese che aiuta a ricordare l'ordine: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! (Oh, sii una ragazza gentile, baciami!).
Classi di Harvard
| Classe | Temperatura (°K) | Colore |
|---|---|---|
| O | 50.000 – 28.000 | azzurro |
| B | 28.000 – 9.600 | azzurro – bianco |
| A | 9.600 – 7.100 | bianco |
| F | 7.100 – 5.700 | bianco – giallo |
| G | 5.700 – 4.600 | giallo |
| K | 4.600 – 3.200 | arancione |
| M | 3.200 – 1.700 | rosso |
CLASSE O - Stelle bianco-azzurre di altissima temperatura fra 28.000°K e 50.000°K . Solo poche righe solcano lo spettro continuo e sono più che altro righe dell’elio neutro e ionizzato, nonché deboli righe dell’idrogeno. Un esempio è Naos (nella costellazione della Poppa) che brilla un milione di volte in più rispetto al Sole
CLASSE B - Stelle bianco-azzurre sui 9.600°K – 28.000°K . Mostrano righe dell’elio neutro mentre non ci sono più quelle dell’elio ionizzato; le righe dell’idrogeno sono più intense che nella classe O. Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B.
CLASSE A - Stelle bianche di temperatura fra 7.100°K e 9.600°K . Le righe dell’idrogeno hanno in questa classe la massima intensità; compaiono deboli righe di alcuni metalli, come calcio e magnesio. Questa categoria comprende stelle dalla luminosità assai differente come ad esempio Deneb (nel Cigno) o Sirio.
CLASSE F - Stelle bianche di temperatura fra 5.700°K e 7.100°K . Le righe dell’idrogeno, più deboli che nella classe precedente, sono ancora molto intense. Le righe dei metalli appaiono numerose. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe.
CLASSE G - Stelle bianco-giallastre di temperatura fra 4.600°K e 5.700°K . Le righe dell’idrogeno sono ancora più deboli che nella classe F, mentre quelle dei metalli sono numerosissime ed intense: calcio neutro e ionizzato, ferro, magnesio, titanio, ecc. Quelle del calcio ionizzato (Ca II), note come righe H e K, che cadono nel vicino ultravioletto, sono fra le più intense dello spettro. A questa classe spettrale appartiene il nostro Sole
CLASSE K - Stelle "fredde" di colore rosso-arancio. Essendo la temperatura compresa fra 3.200°K 4.600°K lo spettro è fitto di righe dovute prevalentemente a metalli. Le righe dell’idrogeno sono assai deboli. Alcuni esempi sono Arturo o Alfa Centauri B
CLASSE M - Stelle ancora più fredde, avendo temperatura compresa fra 1.700 e 3.200°K e quindi color rossastro. L’atmosfera, cioè gli strati più esterni di queste stelle, contengono non solo elementi ma anche composti chimici e cioè molecole, le quali danno origine nello spettro a bande. A questa classe appartengono stelle come Antares e Betelgeuse
Notazioni addizionali sono per le novae (lettera Q), per le nebulose planetarie (lettera P) per le stelle di Wolf-Rayet (lettera W). Le classi C e S rappresentano rami paralleli alle classi di tipo G-M, differendo da loro solo per la composizione chimica superficiale.
Piu’ recentemente si sono aggiunte due classi per stelle che emettono principalmente nel vicino infrarosso. Tali stelle prendono anche il nome di nane brune.
CLASSE L - (1300K < T < 2500 K)La recente classe L contiene stelle di colore rosso molto scuro, che brillano principalmente nell'infrarosso. I loro gas sono abbastanza freddi da permettere a idruri metallici e vari metalli di mostrarsi nello spettro.
CLASSE T - ((T< 1300K )Alla fine della scala si trova la T. In questa classe si trovano sia stelle appena abbastanza grandi da potersi definire tali, sia alcuni oggetti sub-stellari, le cosiddette nane brune. Sono oggetti praticamente neri, che emettono poca o nessuna luce visibile ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin, contro i 50.000 gradi da cui partono le stelle O, all'inizio della scala. Nelle stelle di tipo T possono formarsi molecole complesse, come mostrano le spesso forti linee del metano nei loro spettri.
Diagramma H.R.
Le classificazioni che abbiamo visto sin ora si basavano principalmente sul colore e temperatura superficiale delle stelle ma nulla dicevano circa la loro luminosità intrinseca e le loro dimensioni reali.
Successivamente si osservò che alcuni spettri, pur presentando le righe nelle stesse posizioni, e quindi stesse temperature, mostrano un profilo molto diverso. Infatti si può’ vedere che maggiore e’ la pressione in un gas maggiore e’ l’allargamento della riga.
La pressione in una stella di raggio maggiore sarà ovviamente minore, a parità di massa, rispetto ad una stella di raggio minore.
Da dette righe di assorbimento si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca (magnitudine assoluta) e dal suo diametro.
Intorno al 1920, gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russel studiarono la relazione esistente tra le magnitudini assolute ed i tipi spettrali delle stelle. Il diagramma che mostra queste due variabili é ora noto come diagramma H-R.
Esso ordina tutte le stelle esaminate in un sistema di assi cartesiani dove, sull’asse delle ordinate viene riportata la luminosità (in termine tecnico, la “magnitudine
visuale assoluta”) e su quello delle ascisse il loro colore (tipo spettrale), legato alla temperatura della stella in superficie.
Si è visto che la maggior parte delle stelle si raggruppano su una diagonale, detta sequenza principale, che mette in relazione la temperatura e la luminosità (più una stella è luminosa più è “calda”).
Fanno eccezione tre gruppi di stelle: le giganti e le supergiganti, molto luminose ma relativamente fredde, e le nane bianche, calde e poco luminose. Questo diagramma si é rivelato indispensabile per comprendere l'ciclo di vita delle stelle e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari.
Esso permette di capire quali cambiamenti una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico. Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo. Le giganti rosse e le nane bianche sono soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale.
Classificazione di Yerkes (sistema MKK)
La classificazione spettrale di Yerkes, conosciuta anche come sistema MKK, dalle iniziali dei suoi inventori, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory).
Essa si basa essenzialmente sullo studio delle righe di assorbimento degli spettri stellari dalle quali si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca e dal suo diametro.
NB : La definizione di supergiganti, giganti, nane etc non dipende solo dalla grandezza ma anche dalla luminosità.
| Classe | Tipo | Descrizione |
|---|---|---|
| 0 | Ipergiganti | fino a 100 masse solari, grandi anche 2000 volte più del Sole |
| I | Supergiganti | da 10 a 50 masse solari, possono essere 1000 volte più grandi del Sole |
| II | Giganti Brillanti: | stanno al limite tra le Supergiganti e le Giganti. |
| III | Giganti | grandi almeno 18 volte più il Sole, la loro massa non è necessariamente elevata. |
| IV | Sub-Giganti | stanno al limite tra le Giganti e le Stelle di Sequenza Principale. |
| V | Stelle di Sequenza Principale: | tutte le stelle giovani, di qualsiasi dimensione e massa. |
| VI | Sub-Nane: | stanno al limite per luminosità tra Stelle di Sequenza Principale e Nane Bianche |
| VII | Nane bianche | stelle degeneri che possiedono una massa molto elevata, ma una dimensione e luminosità bassissime. |
Successivamente a seguito ad alcune modifiche nella lista delle stelle campione e nei criteri di classificazione, lo schema è stato rinominato sistema MK (dalle iniziali di William Morgan e Phillip Keenan).
Classe di luminosità estesa
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Nella figuta sotto riportata, sono state applicante le classi di luminosutà di Yerkes al diagramma HR visto sopra.
L' attuale classificazione delle stelle è ancora basata sulla classificazione spettrale di Harvard. Essa però è stata rivista ed integrata con informazioni spettrali dedotte in tempi succesivi (vedi figura sotto).
La temperatura stellare è fornita in gradi Kelvin. Rricordiamo che : T(°C) = T(K) - 273,15).
Nella classificazione spettrale delle stelle oltre alla classe spettrale e alla classe di luminosità viene utilizzata anche una particolare nomenclature per varie peculiarità.
I codici maggiormente usati sono riportati di seguit :
Codici di peculiarità spettrale
- : Classe spettrale incerta e/o mista
- ... Esistono peculiarità spettrali non riportate
- ! Peculiarità speciali
- comp Spettro composito
- e Linee di emissione presenti
- [e] Linee di emissioni "proibite" presenti
- er Il centro delle linee di emissione è più debole dei margini
- ep Linee di emissione peculiari
- eq Linee di emissione con profilo P Cygni
- ev Linee di emissione che esibiscono variabilità
- f Linee di emissione N III e He II
- f* La linea N IV λ4058Å è più forte di quelle N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å
- f+ Sono presenti le linee di emissione Si IV λ4089Å, λ4116Å oltre a quelle N III
- (f) Sono presenti le linee di emissione N III, assenti o deboli le linee He II
- ((f)) Sono presenti forti linee He II e deboli linee N III
- h Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione dell'idrogeno
- ha Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione e di assorbimento dell'idrogeno
- He wk Linee dell'elio deboli
- k Spettro con linee di assorbimento dovute al mezzo interstellare
- m Forti linee dei metalli
- n Linee di assorbimento allargate dovute alla rotazione della stella
- nn Linee molto allargate per l'alta velocità di rotazione della stella
- neb Lo spettro della stella si sovrappone con quello di una nebulosa
- p Stella peculiare.
- pq Spettro peculiare, simile a quello delle novae
- q Linee spostate verso il rosso e il blu
- s Linee di assorbimento assottigliate
- ss Linee di assorbimento molto assottigliate
- sh Linee molto ampliate, come nelle variabili γ Cassiopeiae
- v (o anche "var") Stella variabile
- w (o anche "wl" e "wk") Linee deboli
- d Del Gigante di tipo A o F con deboli linee H e K del calcio, come nel prototipo δ Delphini
- d Sct Stella di tipo A o F con spettro simile alla variabile a corto periodo δ Scuti
Codice se nello spettro si evidenzia un'abbondanza anomala di metalli
- Ba Linee del bario molto forti
- Ca Linee del calcio molto forti
- Cr Linee del cromo molto forti
- Eu Linee dell'europio molto forti
- He Linee dell'elio molto forti
- Hg Linee del mercurio molto forti
- Mn Linee del manganese molto forti
- Si Linee del silicio molto forti
- Sr Linee dello stronzio molto forti
- Tc Linee dello tecnezio molto forti
Codicei di peculiarità spettrali delle nane bianche
- : Classificazione incerta
- P Nane bianche magnetiche con polarizzazione individuabile
- E Linee di emissione presenti
- H Nana bianca magnetica senza polarizzazione individuabile
- V Variabile
- PEC Peculiarità spettrali
Nel riquadro sottostante sono riportati alcuni esempi di classifcazione spettrale di stelle famose.
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- Scritto da MAURO
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Cosa sappiamo delle stelle
Le stelle
Le stelle sono fonte di osservazione e di studio, da parte dell' uomo, ormai da alcune migliaia di anni. Su di loro si sono concentrati gli studi delle menti più brillanti che hanno abitato il nostro pianeta 
(filosofi, fisici, matemateci, astronomi ecc). Su di loro si sono scritti una infinità di libri, opere e pubblicazioni scentifiche e per loro si sono costruiti strumenti di osservazione e di analisi sempre più potenti, precisi e tecnologici. Tuttavia, per la vastità e la complessità dell' argomento, la strada della conoscenza risulta ancora molto lunga e tortuosa tanto che possiamo già affermare, con assoluta certezza, che l' Uomo non riuscirà mai ad intravederne la fine. Intanto si continueranno ad osservare, si faranno nuove scoperte, si costruiranno nuovi strumento di osservazione e di analisi, si scriveranno nuovi libri. In questa sezione riassumeremo solo alcuni aspetti che ci sembrano fondamentali per la conoscenza e l' osservazione delle stelle lasciando, agli astronomi professionisti, l' arduo compito di portare a conoscenza dell' Uomo fenomeni così complessi, estranei e distanti dall' esperienze terrene tali da sfuggire alla umana comprensione.
A.M.
Le nostre conoscenze delle stelle sono notevolmente accresciute da quando il filosofo Giordano Bruno (1548-1600) venne messo al rogo per aver sostenuto, “tra le altre eresie”, che il Sole fosse una stella, quella più vicina a noi. Solo nel 1800, con lo sviluppo di tecniche di misurazione delle distanze come la parallasse e l’ uso della spettroscopia, l’ intuizione di Giordano Bruno poté essere confermata.
Il fatto di avere una stella così vicina di fatto ci ha aiutati a migliorare la conoscenza di questi straordinari corpi celesti.
Oggi sappiamo che le stelle sono sfere di gas che brillano di luce propria grazie alla notevole quantità di materia (principalmente idrogeno ed elio) che le compongono e che sprigiona una intensa forza di gravità in grado di avviare un processo di fusione nucleare al loro interno. A causa dei valori di pressione e temperatura raggiunti nel nucleo, gli elementi leggeri (come l'Idrogeno) vengono fusi in elementi via via più pesanti (come l'elio il carbonio ecc.) rilasciando energia in varie forme (soprattutto luminosa e termica). Questo processo può durare svariati miliardi di anni.
Molto di quello che sappiamo sulle stelle lo dobbiamo al Sole, che essendo la stella a noi più vicina, ci ha consentito di studiarne a fondo tutti gli aspetti fisico-chimici. Vi sono innumerevoli tipi di stelle in quando a grandezza, luminosità, temperatura e composizione chimica.
Nessuno conosce ancora il numero esatto delle stelle che, raggruppate in galassie, sono complessivamente centinaia di miliardi. Quelle visibili a occhio nudo dal nostro pianeta sono circa seimila e appartengono quasi tutte alla nostra galassia, la Via Lattea.
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Costellazione Altare - Ara (Ara)
| Constellation Map, by IAU and Sky&Telescope magazine |
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Costellazioni confinanti:
- Corona Australis, Scorpius, Norma, Triangulum Australe, Apus , Pavo, Telescopium
Stelle principali :
- α (alfa) Arae, mag. 3.0, è una stella bianco-azzurra distante 267 a.l.
- β (beta) Ara, mag. 2.9, è una supergigante gialla distante 646 a.l.
- γ (gamma) Ara, mag. 3.3, è una gigante bianco-azzurra distante 1113 a.l.
- δ (delta) Ara, mag. 3.6, è una stella bianco-azzurra distante 198 a.l.
- ζ (zeta) Ara, mag. 3.1, è una gigante arancione distante 486 a.l.
Oggetti notevoli:
- NGC 6193 è un ammasso brillante di circa 30 stelle, distante più di 4000 a.l., la cui stella più brillante ha una magnitudine di 5.6. All’ammasso è associata una nebulosa irregolare, NGC 6188.
- NGC 6397 è un ammasso globulare grande e brillante, visibile con un binocolo o un piccolo telescopio. Distante 7200 a.l., è uno degli ammassi globulari più vicini a noi.
Note: La costellazione dell'altare, seppure relativamente debole e poco nota, risale all'antichità greco-romana, quando venne visualizzata come l'altare sul quale il Centauro si accinge a sacrificare il Lupo. Un'altra leggenda vedeva in essa l'altare degli dei. Ara si trova in una parte della Via Lattea ricca di oggetti celesti, a sud dello Scorpione.
Mitologia: Secondo la leggenda greca, questa costellazione rappresentava l'altare attorno al quale gli Dei giurarono la loro fratellanza nella lotta contro i Titani.
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Costellazione Auriga - Auriga (Aur)
| Constellation Map, by IAU and Sky&Telescope magazine |
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Costellazioni confinanti:
- Camelopardalis, Perseus, Taurus, Gemini, Lynx
Stelle principali :
- α (alfa) Aur (Capella, la capretta), mag. 0.08, distante 42 a.l. In realtà una binaria spettroscopica, costituita da due stelle gialle che orbitano l’una intorno all’altra con un periodo di 104 giorni, senza però eclissarsi.
- β (beta) Aur (Menkalinan), distante 81 a.l., è una variabile a eclisse bianco-azzurra con magnitudine approssimata di 2.0, che varia di circa 1/1O di magnitudine con un periodo di 3.96 giorni.
- δ (delta) Aur binaria rossa magn.3,7
- ε (epsilon) Aur(Al Anz), una supergigante bianca distante circa 2000 a.l., è una binaria a eclisse con un periodo eccezionalmente lungo. Normalmente è di 3° magnitudine, ma ogni 27 anni scende a mag. 3.8, essendo eclissata da una compagna invisibile, e rimane eclissata per un anno. Secondo una teoria, la compagna di e υ(ipsilon) Aurigae è una stella giovane circondata da un disco di materia. L’ultima eclisse si è verificata nel 1983, è la stella più in alto nel triangolo che individua "the kids",la stella visibile orbita attorno ad una compagna il cui raggio risulta essere 2000 volte quello del Sole, ovvero quasi un miliardo e mezzo di Km., la più grande stella che si conosca.
- η (eta) Aur Hoedus 2 azzurra magn.3,1
- ι (iota) Aur Hassaleh rossa magn.2,7
- ζ (zeta) Aur, distante 785 a.l., è una stupenda binaria a eclisse, costituita da una gigante arancione intorno a cui orbita una piccola stella azzurra, con un periodo di 972 giorni. Durante le eclissi, la magnitudine di δ(zeta) Aurigae passa da mag. 5.0 a 5.7.
- θ (theta) Aur, distante 165 a.l., è una stella bianco-azzurra di mag. 2.6. Ha per compagna una bianca di mag. 7.5 che, a causa della sua vicinanza e debole luminosità, può essere separata solo con un’apertura di almeno 100 mm e un forte ingrandimento.
- ω (omega) Aur, distante 225 a.l., è una stella doppia di mag. 4.9 e 8.0, visibile con un piccolo telescopio.
- 14 Aur, distante 285 a.l., è una doppia di mag. 5.0 e 8.1, risolubile con un piccolo telescopio.
- UU Aur è una variabile rosso cupo distante più di 3000 a.l. Varia in modo quasi regolare tra la 5° e la 7° magnitudine con un periodo medio di 235 giorni.
Oggetti notevoli:
- M 36 (NGC 1960) distante 3800 a.l., è un piccolo ammasso di circa 60 stelle, visibile con un binocolo e risolubile nelle singole stelle con un piccolo telescopio. M36, M37, M38 sono tre ammassi aperti composti per lo più da stelle blu, ovvero stelle relativamente giovani.
- M 37 (NGC 2099) è il più ricco degli ammassi in Auriga, contenendo circa 150 stelle di cui una dozzina sono giganti rosse , cioè stelle più anziane delle altre, da cui si deduce che dei tre ammassi sia anche il più vecchio.. Osservato con un binocolo, appare come una vaga macchia non risolta, ma un telescopio di 100 mm lo risolve in uno scintillante campo di "polvere di stelle", mettendo in evidenza una stella arancione più brillante situata al centro.
- M 38 (NGC 1912) distante 3600 a.l., è un grande ammasso aperto di circa 100 stelle di debole luminosità, visibile con un binocolo; osservandolo con un telescopio, si può notare la sua forma a croce. Vicino ad esso si trova la debole macchia di NGC 1907, un ammasso molto più piccolo e meno luminoso.
- NGC 2281 distante 5400 a.l., è un ammasso di circa 30 stelle, visibile con un binocolo. Osservandolo con un telescopio, si può vedere che le stelle sono disposte a mezzaluna e che quattro stelle più brillanti formano una losanga.
Note: Riconoscibile dal pentagono formato dall'unione delle sue stelle che appaiono più luminose includendo anche la stella β(beta) del Toro, era nota sin dai tempi dei babilonesi. La costellazione dell'Auriga è caratteristica dei mesi dell'inverno boreale, da novembre ad aprile; è facile da individuare, grazie alla sua forma a pentagono, con l'angolo nord-occidentale formato dalla brillante stella Capella, la sesta stella più brillante del cielo, di colore giallo. La parte centrale della costellazione è invece attraversata da un ricco campo della Via Lattea ed abbonda di stelle deboli di fondo. La parte più settentrionale si presenta quasi circumpolare alle latitudini medie boreali, mentre resta sempre molto bassa nella fascia temperata australe.
Mitologia: Questa costellazione onora Erictonio, re di Atene. Nato zoppo il re inventò il carro per potersi spostare: Giove rimase così colpito da questa invenzione che decise di onorarli ponendoli in cielo. Spesso però questa costellazione viene disegnata come un uomo che tiene in braccio due piccole caprette, "the kids" in figura, ed una terza capra sulla spalla.Auriga, una delle più antiche costellazioni ancora in uso, risulta così essere un miscuglio di due personaggi e due mitologie.
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Costellazione Andromeda - Andromeda (And)
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Costellazioni confinanti:
- Perseus, Cassiopeia, Lacerta, Pegasus , Pisces , Triangulum
Stelle principali :
- α (alfa) Andromedae (Sirrah o Alpheratz), mag. 2.1, è una stella bianco-azzurra distante 97 a.l.
- β (beta) And (Mirach), mag. 2.1, una gigante rossa distante 197 a.l.
- γ (gamma) And (Alaniak o Almach), distante 120 a.l., è una notevole stella tripla. Le due componenti più brillanti, di magnitudine 2.2 e 5.0, formano una delle più belle coppie visibili con un piccolo telescopio; il loro colore è giallo e azzurro. La stella più debole, quella azzurra, ha anch’essa una compagna, una stella azzurra di 6° magnitudine, la cui risoluzione richiede aperture di almeno 220 mm.
- δ (delta) And, mag. 3.3, è una gigante arancione distante 105 a.l.
- μ (mu) And, mag. 3.9, è una stella bianca distante 130 a.l.
- π (pi) And, distante 390 a.l., è una stella bianco-azzurra di magnitudine 4.4 con una compagna di magnitudine 8.7 visibile anche con un piccolo telescopio.
- 56 And è una coppia di giganti gialle di 6° magnitudine, distante 240 a.l. Le due stelle, che si trovano vicine all’ammasso stellare NGC 752, sono distintamente visibili anche con un binocolο.
Oggetti notevoli:
- α (alfa) And, nota anche come Alpheratz, stella di seconda magnitudine, collocata al vertice della V; è in condivisione con la costellazione di Pegaso e individua un angolo del suo carro.
- M31 (NGC 224) la Galassia di Andromeda, è una galassia spirale distante 2.2 milioni di a.l. ed appartiene al nostro Gruppo locale di Galassie. É visibile a occhio nudo come una vaga macchia ovale, o meglio con un binocolo o un telescopio a piccolo ingrandimento (un ingrandimento troppo forte riduce il contrasto e rende meno visibili le parti meno brillanti della galassia). Nei bracci della spirale che circondano il nucleo si possono vedere delle strisce oscure. Ma l’intera estensione della galassia diventa visibile solo nelle fotografie a lunga esposizione; gli osservatori visuali vedono soltanto la parte centrale, più brillante, della galassia. Se l’intera galassia di Andromeda fosse tanto brillante da poter essere vista a occhio nudo, essa apparirebbe cinque o sei volte il diametro della Luna. M 31 è accompagnata da due piccole galassie satelliti, l’equivalente delle nostre Nubi di Magellano. La più brillante di queste,
- M 32 (NGC 221) è visibile con un piccolo telescopio come una vaga luminosità a 0,5° a sud del nucleo di M 31, diversi indizi sembrano provare l'esistenza di un buco nero nel suo centro.
- M 110 (NGC 205) la seconda compagna di M31, è più grande ma meno brillante di M 32, e si trova a oltre 1° a NW di M 31.
- NGC 752 è un ammasso diffuso di oltre 100 stelle, distante 3400 a.l. Lo si può vedere meglio con un telescopio.
- NGC 7662 distante 1800 a.l., è una delle nebulose planetarie più brillanti e più facili da vedere con un piccolo telescopio. A un basso ingrandimento, esso appare come una vaga stella blu-verde di 9° magnitudine, ma a un ingrandimento di x 100 circa rivela il suo disco leggermente ellittico. Aperture maggiori mostrano un buco nel centro; la stella centrale è un oggetto difficile per i telescopi da dilettanti.
- NGC 891 è una galassia spirale (Sb) vista di taglio, distante 40 milioni di a.l. SI trova a 3,5 gradi ad est della stella γ Andromedae ed ha una magnitudine apparente di 9,9.
Note: La costellazione è composta da due linee di stelle che disegnano una V. Il suo vertice è individuato dalla stella Alpha Andromedae, la stella della costellazione che ci appare più luminosa. Nonostante la costellazione di Andromeda sia molto nota non si può dire che sia fra le più appariscenti, infatti la stella più luminosa di questa costellazione arriva appena alla 2° magnitudine. Il particolare visivo di questa costellazione è la linea di quattro stelle che arriva fino al quadrato di Pegaso. Sicuramente il corpo celeste più bello da osservare è la Galassia di Andromeda, M31, la splendida galassia a spirale molto simile alla nostra galassia, per quanto essa sia distante è visibile anche ad occhio nudo
Mitologia: Andromeda era la figlia della regina Cassiopea e del re Cefeo. Un giorno Era, la dea moglie di Zeus, offesa dalla vanità di Cassiopea, diede ordine di incatenare Andromeda ad uno scoglio affinché venisse divorata dal mostro marino Ceto ( Balena ) Ma in suo soccorso arrivò Perseo che uccise, a colpi di spada, il mostro marino.
