Balena

2019-05-15

 
La costellazione della Balena, rappresentata (invertita) da Hevelius

Un po' di storia

Questa costellazione è al centro di un intreccio mitologico che coinvolge, oltre alla Balena, anche le costellazioni di Cefeo, Cassiopea, Andromeda e Perseo.
 
Quando Cassiopea, la moglie del re d'Etiopia Cefeo, si vantò d'essere più bella delle ninfe marine chiamate Nereidi, ninfe marine della corte del dio del mare Poseidone, questi volle punirla dell'insulto. Poseidone mandò un mostro a razziare le coste del territorio di Cefeo, la Balena, appunto. 
Per liberarsi del mostro, Cefeo ricevette istruzioni dall'Oracolo di Ammone di offrirgli in sacrificio sua figlia Andromeda. Andromeda fu incatenata alla costa rocciosa di Joppa (la moderna Tel Aviv) ad aspettare che si compisse il suo tremendo destino.

Dai Greci il mostro marino fu rappresentato come una creatura ibrida, con le enormi fauci spalancate e le zampe anteriori di animale terrestre, attaccate a un corpo coperto di scaglie con enormi avvolgimenti come fosse un serpente di mare. Di conseguenza nelle carte celesti questo mostro è disegnato come una creatura dall'aspetto alquanto improbabile, più comico che spaventoso, per niente simile a una balena, nonostante sia qualche volta identificata con essa. Fortunatamente, in quel momento l'eroe Perseo capitò da quelle parti e, vista la povera Andromeda in procinto di essere massacrata dalla Balena, non esitò ad attaccare il mostro marino colpendolo più volte con la sua spada. Alla fine, la carcassa della Balena fu trascinata a riva, scarnificata, e le sue ossa furono esposte sulla spiaggia.

La costellazione
La costellazione della Balena. Pic di Roberto Mura.
La costellazione della Balena, anche nota con il nome latino di Cetus, è la quarta per dimensioni nel cielo, ma non è molto appariscente, giacché non contiene stelle molto brillanti (le due più luminose sono stelle di seconda magnitudine). La costellazione della Balena è ben visibile soprattutto nell'emisfero australe, ma anche alle nostre latitudini è possibile osservarla senza problemi tra settembre e gennaio.
Le stelle principali della costellazione dell'Auriga sono:
1) Deneb Kaitos (in arabo, "La balena"), o Beta Cati, è la quarantottesima stella più brillante della volta celeste: la sua mag. app. è di +2.04. Si tratta della stella più brillante della costellazione, nonostate il Bayer l'abbia catalogata come beta. Dista dal Sole circa 96 anni luce. Si tratta di una gigante giallo-arancione con una luminosità 145 volte superiore rispeto al Sole; il suo raggio supera quello del Sole di 17 volte. La sua massa è di circa 3 volte quella del Sole. La temperatura media di questa stella si aggira intorno ai 4.800 °K. Deneb Kaitos è conosciuta anche come DIphda, dall'arabo الضفدع الثاني, al-ḍafdaʿ al-thānī, che significa "La seconda rana"
2) Menkab, anche nota come Menkar (dall'arabo منخر, manhar, che significa "il buco della narice"), o Alfa Ceti, è la seconda stella più luminosa della costellazione dell'Auriga, con una mag. app. di +2,54. Si tratta di una gigante rossa fredda, dalla temperatura di soli 3.700 °K distante dal Sole circa 220 anni luce. La sua massa corrisponde a circa 3 masse solari ed un raggio di 77-84 raggi solari. Nonostante sia 1.455 volte più luminose del Sole, emette la maggior parte della sua radiazione luminosa nell'infrarosso, per cui non siamo in grado di percepirla ad occhio nudo. Questa stella si trova nella fase finale del suo ciclo vitale: ad un certo punto rilascerà la materia di cui si compone dando origine ad una nebulosa planetaria con al centro una nana bianca simile per caratteristiche a Sirio B.
3) Mira (dal latino Mira, "La Meravigliosa"), o omicron Ceti, è la terza stella più luminosa della costellazione della Balena. Si tratta di una stella variabile pulsante, che ha dato il nome alle stelle variabili dello stesso tipo (note come "variabili Mira" Ceti" o "variabili Mireidi"), giacché è stata la prima ad essere osservata ed è la più luminosa tra quelle la cui variabilità la porta a sparire dalla visibilità ad occhio nudo. La sua mag. app. varia da un massimo di +3,5 (senza considerare eccezionali picci di luminosità, che l'hanno portata anche alla mag. app. di +2) ad un minimo di +10,2. SI tratta di un sistema binario la cui distanza è stata stimata in circa 409 anni luce dal satellite Hipparcos, che ha ridefinito le precedenti stime che la davano a circa 220 anni luce. La stella principale è una gigante rossa tra le più fredde che si conoscano, con una temperatura media di 2.200 °K. La sua massa è 1,18 volte quella solare, mentre il raggio varia da 332 a 402 volte quello del Sole. Recentemente è stata individuata una "coda" che si estende per circa 13 anni luce, composta di gas stellari prodotti dalla stella negli ultimi 30.000 anni. La coda è stata individuata grazie alle osservazioni del telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer.
La secondaria, Mira B, è invece una nana bianca circondata da un disco di accrescimento composto da materia probabilmente sottratta alla stella principale. Mira B impiega circa 500 anni a completare una rivoluzione attorno alla principale. La sua massa corrisponde a circa 0,6 masse solari.
4) Deneb Algenubi (dall'arabo ذنب القيطس الجنوبي - al-dhanab al-qayṭas al-janūbī, "La coda meridionale del mostro marino"), nota anche come Eta Ceti, è la quarta stella più luminosa della Balena: la sua mag. app. raggiunge +3,45, e dista 118 anni luce dal Sole. Si tratta di una stella gigante arancione, con una massa circa 2,38 volte superiore alla massa solare ed un raggio di oltre 11,8 volte quello del Sole. La sua luminosità supera quella solare di 76 volte, e si stima abbia tra 1,73 e 3,65 miliardi di anni. Questa stella è anche stata conosciuta con i nomi di Aoul al Naamat (أول ألنعمة - awwil al naʽāmāt), termine tradotto in latino come Prima Struthionum, "Il primo struzzo". Inoltre questa stella, insieme a Theta Ceti (Thanih al Naamat), Tau Ceti (Thalath Al Naamat), Zeta Ceti (Baten Kaitos) and Upsilon Ceti, costituivano Al Naʽāmāt (ألنعمة), "La femmina dello struzzo". In cinese, 天倉 (Tiān Cāng), "Il granaio celeste quadrato", fa riferimento ad un asterisma composto da Eta Ceti, Iota Ceti, Theta Ceti, Zeta Ceti, Tau Ceti e 57 Ceti. Ecco perché il nome cinese per Eta Ceti è 天倉二 (Tiān Cāng èr), "La seconda stella del granaio celeste quadrato.
5) Kaffaljidhma (dall'arabo الكف الجذماء Al Kaff al Jidhmah, "Parte di una mano", o Gamma Ceti, è la quinta stella per luminosità della costellazione della Balena. Si tratta di un sistema triplo, che possiede una mag. app. +3,47, +6,25 e +10,1: le due componenti principali del sistema sono risolvibili al telescopio, essendo visualmente separate per 2,8 secondi d'arco. Gamma Ceti A è una stella bianca di sequenza principale venti volte più luminosa del Sole e oltre 2 volte più massiccia, mentre la compagna, è poco più massiccia del Sole e poco più luminosa (1,6 volte di più). Le due stelle sono separate da almeno 70 UA, e ruotano attorno al comune centro di massa in un periodo di 320 anni.
Una terza stella, una nana arancione di classe K5 e con una massa 0,6 volte quella solare, si trova a 14 minuti d'arco dalla coppia principale, e pare condividerne il moto. Se fosse veramente legata a loro, questa terza componente disterebbe almeno 21.000 UA dalla coppia principale, impiegando oltre 1,5 milioni di anni per compiere una rivoluzione.
La distanza dal Sole è di circa 82 anni luce, e la stella principale è stimata avere un'et di 300 milioni di anni.
 
 
Stelle variabili
 
Nella costellazione dell'Auriga vi sono alcune stelle variabili, talune apprezzabili anche con il telescopio a causa delle variazioni ampie o molto luminose che mostrano:
1) Mira: Le prime notizie certe riguardo alla variabilità della stella sono una serie di osservazioni dall'astronomo David Fabricius, a partire dal 3 agosto 1596. Durante le sue osservazioni del pianeta Mercurio, Fabricius ebbe bisogno di una stella di riferimento per misurarne la posizione, e scelse una vicina stella anonima di terza magnitudine. Quando la riosservò il 21 agosto, si accorse che la stella era diventata di prima magnitudine, e che invece in ottobre era così debole da scomparire alla vista. Fabricius pensò che fosse una nova, ma la rivide il 16 febbraio 1609 (cosa che in genere non succede con le novae). Il primo vero scopritore della variabilità della stella è probabilmente Johann Holwarda, che riuscì a determinare il periodo delle riapparizioni di questa stella, di circa undici mesi. Johannes Hevelius la stava osservando negli stessi anni e la chiamò Mira (in latino "meravigliosa") nel suo lavoro Historiola Mirae Stellae del 1662, perché si comportava come nessun'altra stella. Ismail Bouillaud perfezionò la stima del periodo a 333 giorni, sbagliando di meno di un giorno rispetto al valore moderno di 332 (poiché le variabili Mira variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca). Dopo questa scoperta, Mira divenne il prototipo di questa classe di variabili a lungo periodo.
2) UV Ceti: si tratta di una variabile irregolare a brillamento, con improvvisi aumenti di luminosità fino a 5 volte in un minuto, per poi tornare alla consueta luminosità nel giro dei successivi due o tre minuti; nel 1952 è stata misurato un aumento di luminosità di ben 75 volte! Normalmente, la sua mag. app. di +12,95 arriva a +6,82. Questa stella costituisce il prototipo delle stelle che condividono con lei le medesime caratteristiche, chiamate "variabili UV Ceti;
3) AD Ceti: ulteriore variabile irregolare, una gigante rossa la cui magnitudine apparente passa da +5,16 a +4,9;
4) 7 Ceti: si tratta di una variabile irregolare lenta, con sbalzi di magnitudine apparente da +4,46 a +4,26 in periodi multipli di 19, 27 e 41 giorni;
5) Tau Ceti: stella variabile semiregolare pulsante, la cui magnitudine apparente varia da +6,9 a +5;
 
Sistemi planetari
Nella costellazione dell'Auriga sono anche presenti alcuni sistemi planetari:
1) HD 224693 è una nana gialla (o una sub-gigante gialla) distante circa 306 anni luce da noi. Attorno a questa stella è stato scoperto, misurando la velocità radiale della stella, un pianeta gioviano, con una massa pari a 0,7 volte di quella di Giove, Il pianeta, che ha preso il nome di HD 224693 b, è stato scoperto nel 2006 dalle ricerche del W.M. Keck Observatory, ed impiega 26,73 giorni circa per compiere un'orbita attorno alla sua stella;
2) HD 1461 è una nana gialla distante circa 76 anni luce da noi. Attorno a questa stella sono stati scoperte due "super Terre", pianeti rocciosi dalla massa, rispettivamente, circa 8 e 6 volte maggiore rispetto alla Terra. HD 1461 b e HD 1461 c orbitano attorno alla loro stella in 5,7 e 13,5 giorni. Inoltre, è stata teorizzata ma non ancora confermata la presenza di due giganti gassosi che orbiterebbero più esternamente;
3) LHS 1140 è una nana rossa, una stella fredda (la sua temperatura media è di circa 3.000 °K), distante circa 40 anni luce dalla Terra. Attorno a questa stella è stata scoperta la presenza di un pianeta roccioso (LHS 1140 b), che orbita in circa 24,7 giorni attorno alla sua stella, ha una massa circa 6,5 volte quella della Terra;
4) HD 11964 è una stella subgigante gialla distante circa 109,5 anni luce. Attorno a questa stella orbitano due pianeti gioviani, entrambi di massa pressoché identica al nostro Gigante Gassoso. Il più vicino alla stella, HD 11964 c. orbita in soli 38 giorni attorno alla propria stella, mentre il più lontano, HD 11964 b, impiega circa 1.110 giorni;
5) 79 Ceti è una stella subgigante gialla, situata a circa 117 anni luce dal Sole. Grazie al metodo del transito, è stata scoperto un pianeta meno massiccio di Saturno (circa 0,26 masse gioviane) che orbita attorno alla stella in circa 76 giorni;
6) 81 Ceti è una gigante gialla distante circa 317 anni luce dalla Terra , attorno al quale orbita un pianeta gioviano, 81 Ceti b, dotato di una massa corrispondente a circa 5,3 volte quella di Giove, che orbita intorno alla stella madre in circa 953 giorni;
7) 94 Ceti è una stella binaria distante circa 73 anni luce dalla Terra, composta da una piccola stella bianco-gialla e da una nana rossa, distanti circa 151 unità astronomiche l'una dall'altra. Attorno a questo sistema binario orbita un pianeta gioviano, 94 Ceti b, che ha una massa di poco maggiore a quella di Giove (circa 1,6 volte maggiore) e che orbita attorno alla stella in circa 536 giorni.
 
Oggetti del profondo cielo
Nella costellazione dell'Auriga è presente un solo oggetto di Messier, M77, una galassia abbastanza appariscente e facilmente individuabile al telescopio. Inoltre, vi è la presenza di altri interessanti oggetti del cielo profondo: una nebulosa planetaria e moltissime galassie!
1) M77 è una galassia a spirale che si trova a circa 47.000.000 anni luce di distanza;

 
2) NGC 157 è una galassia a spirale barrata distante circa 55.000.000 anni luce;

3) NGC 247, anche nota come Nebulosa Teschio, è una nebulosa planetaria distante circa 2.100 anni luce:
4) NGC 247, è una galassia a spirale, distante 9.100.000 anni luce;
 
5) IC 1613 è una galassia irregolare distante 1.900.000 anni luce da noi;
6) NGC 908 è una galassia a spirale distante circa 59.000.000 anni luce;
7) NGC 936 è una galassia  lenticolare barrata distante 49.000.000 anni luce;
 
8) IC 2149 è una nebulosa planetaria distante 5.200 anni luce.

Curiosità

Il 15 agosto 2007 esce sulla rivista Nature uno studio dell'équipe del prof. Christopher Martin del California Institute of Technology di Pasadena che descrive una coda di 13 anni luce composta di gas stellari prodotti negli ultimi 30.000 anni dalla stella. La coda è stata individuata grazie alle osservazioni del telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer.