Guida alle costellazioni/Il Triangolo Estivo e dintorni/Lira

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Il Triangolo Estivo e dintorni

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La costellazione di Orione

CopertinaGuida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti
Parte II - Le 88 costellazioni
Parte III - Carte stagionali
Appendici
Dettagli costellazione
Nome latino Lyra
Genitivo del nome Lyrae
Abbreviazione ufficiale Lyr
Area totale 286 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21 10 agosto
Stelle più luminose della mag. 3,0 1
Stelle più luminose della mag. 6,0 38

Stelle più luminose
Sigla Nome Magn.
α Lyrae Vega 0,03
γ Lyrae Sulafat 3,25
β Lyrae Sheliak 3,52
R Lyrae 4,08
δ Lyrae 4,22
κ2 Lyrae 4,33
ζ Lyrae 4,34
δ Lyrae 4,35

La Lira è una piccola ma brillante costellazione situata sul bordo della Via Lattea boreale, elencata anche da Tolomeo. Non è molto estesa, ma può essere trovata facilmente grazie alla sua stella α, Vega, che è una delle stelle più luminose del cielo e fa parte del Triangolo Estivo.

Caratteristiche[modifica]

La costellazione è individuabile con estrema facilità, grazie alla sua stella principale, Vega, che costituisce il vertice occidentale e più luminoso del noto asterismo del Triangolo Estivo. Ad est della Lira corre la scia luminosa della Via Lattea, molto ben evidente in questo tratto anche in una notte non completamente oscura.

La Lira è una costellazione ben osservabile dall'emisfero boreale e da gran parte di quello australe, specialmente nei mesi compresi fra giugno e settembre; nell'emisfero nord inoltre è ben visibile anche durante tutto l'autunno e parte della primavera.

Circa 14.000 anni fa in direzione della Lira si trovava il polo nord celeste: la stella polare dell'epoca era Vega, che si trovava a pochi gradi dal polo, e l'intera costellazione era circumpolare da quasi tutto l'emisfero nord; fra 12.000 anni l'asse di rotazione terrestre punterà nuovamente nella sua direzione.

Vega, con una magnitudine apparente di 0,03, è la seconda stella più luminosa dell'emisfero settentrionale (dopo Arturo) e la quinta di tutto il cielo (se si considerano le magnitudini integrate della coppia di α Centauri, la quarta stella più brillante diventa Arturo); il suo tipo spettrale è A0V e si trova a una distanza di appena 25,3 anni luce. Fu la prima stella ad essere fotografata.

In termini mitologici, questa costellazione rappresenta la lira del grande musicista Orfeo, la cui impresa rischiosa nel mondo dell'oltretomba costituisce una delle storie greche più famose. Fu la prima lira a essere costruita, inventata da Ermes, il figlio di Zeus e di Maia (una delle Pleiadi). Ermes fece la lira dal guscio di una testuggine che aveva trovato a brucare fuori dalla sua grotta sul Monte Cillene in Arcadia. Ermes pulì il guscio, fece dei buchi lungo il bordo e vi legò diagonalmente sette corde fatte di budello di mucca, tante quanto il numero delle Pleiadi. Inventò anche il plettro con cui suonare lo strumento.

Orfeo fu il più grande musicista del suo tempo, in grado di incantare le pietre e i corsi d'acqua con la magia che emanava dai suoi canti. Si dice persino che con il suono armonioso della sua lira abbia attirato file di querce giù dai monti fino alle coste della Tracia. Orfeo si unì alla spedizione di Giasone e degli Argonauti alla ricerca del vello d'oro. Quando gli Argonauti udirono il canto tentatore delle sirene, ninfe marine che avevano adescato ed eliminato generazioni di marinai, Orfeo intonò un controcanto che coprì le loro voci.

Tolomeo conosceva la stella più brillante di questa costellazione con il semplice nome di Lira. Il nome che invece le viene dato oggi, Vega, viene dalle parole arabe al-nasr al-waki' che significano sia «l'aquila che attacca» sia «avvoltoio», poiché in questa posizione gli Arabi vedevano un'aquila o un avvoltoio. Negli atlanti celesti questa costellazione era spesso rappresentata da un uccello sistemato dietro a una lira. Sembra che gli Arabi abbiano visto Vega e le due stelle a lei vicine, Epsilon e Zeta della Lira, come un'aquila con le ali chiuse, che piomba sulla preda, laddove nella costellazione dell'Aquila la stella Altair e le due sue compagne davano l'impressione di un'aquila in volo con le ali spiegate.

Stelle doppie[modifica]

Principali stelle doppie
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Separazione
(secondi d'arco)
Colore
A. R.
Dec.
A B
ε Lyrae 1-2 18h 44m : +39° 38′ : 4,69 4,49 209,3 b + b
ε1 Lyrae 18h 44m 23s +39° 36′ 45″ 5,00 6,10 3,2 b + b
ε2 Lyrae 18h 44m 41s +39° 40′ 12″ 5,23 5,47 2,6 b + b
ζ Lyrae 18h 44m : +37° 36′ : 4,36 5,73 43,7 b + verde
β Lyrae 18h 50m 05s +33° 21′ 46″ 3,52v 8,5 45,7 b + b
η Lyrae 19h 13m 46s +39° 08′ 46″ 4,40 8,4 28,3 azz + b

Le stelle doppie della costellazione della Lira sono spesso facili da risolvere; alcune di esse sono pure particolarmente conosciute ed ammirate.

Fra tutte spicca la celeberrima ε Lyrae, soprannominata la Doppia doppia, che è una delle stelle multiple più famose del cielo, distante circa 162 anni luce da noi: anche con un binocolo di piccole dimensioni come un 7x30 è possibile risolverla in due componenti di magnitudine molto simile e dallo stesso colore azzurrognolo; in un buon telescopio con ottiche ben allineate e ingrandimenti spinti si può notare che entrambe le stelle sono a loro volta doppie, con componenti fra la quinta e la sesta grandezza e colori a loro volta simili. L’orientazione reciproca delle due coppie è disposta a circa 90°. Le stelle che compongono ε1 Lyrae hanno magnitudine 4,7 e 6,2 ed un periodo orbitale stimato di circa 1800 anni, che le colloca a una distanza di circa 140 UA. Le componenti di ε2 Lyrae hanno magnitudine 5,1 e 5,5 ed un periodo orbitale delle due componenti di circa 585 anni. Le due coppie di ε1 e ε2 Lyrae distano fra loro almeno 0,16 anni luce e impiegano centinaia di migliaia di anni per completare un'orbita. Dal momento che il periodo è così lungo, la principale conferma che le due stelle siano fisicamente legate deriva dalla comune velocità di avvicinamento al Sole, pari a circa 28 km/s. Un osservatore posto su di una delle due coppie, vedrebbe l'altra coppia brillare con la luce di un quarto di Luna, a meno di un grado di distanza l'una dall'altra.

ζ Lyrae è un’altra coppia ben risolvibile anche con un binocolo; la componente primaria ha un colore bianco-azzurrastro, mentre la secondaria in un cielo nitido mostra un colore azzurro o marcatamente verdastro.

β Lyrae è anch'essa facilmente risolvibile con un binocolo: le due componenti, entrambe biancastre, sono separate da quasi mezzo primo d'arco.

Stelle variabili[modifica]

Principali stelle variabili
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Magnitudine
Periodo
(giorni)
Tipo
A. R.
Dec.
Max. Min.
R Lyrae 18h 55m 20s +43° 56′ 46″ 3,88 5,0 46 Semiregolare
T Lyrae 18h 32m 20s +36° 59′ 56″ 7,84 9,6 - Irregolare
W Lyrae 18h 14m 56s +36° 40′ 13″ 7,3 13,0 197,88 Mireide
X Lyrae 19h 13m 03s +26° 46′ 40″ 8,6 9,8 - Irregolare
RR Lyrae 19h 25m 28s +42° 27′ 04″ 7,06 8,12 0,5669 Pulsante
SS Lyrae 19h 13m 16s +46° 58′ 46″ 8,4 14,0 346,33 Mireide
XY Lyrae 18h 38m 07s +39° 40′ 06″ 5,80 6,35 - Irregolare
HK Lyrae 18h 42m 50s +36° 57′ 31″ 7,8 9,6 - Irregolare
V539 Lyrae 18h 51m 27s +39° 19′ 14″ 7,26 7,31 - Eclisse
β Lyrae 18h 50m 05s +33° 21′ 46″ 3,25 4,36 12,914 Eclisse
δ2 Lyrae 18h 54m 30s +36° 53′ 55″ 4,22 4,33 - Semiregolare

Moltissime sono le stelle variabili presenti nella costellazione, nonostante le sue ridotte dimensioni; molte di queste sono pure alla portata di piccoli strumenti e le loro variazioni possono essere apprezzate con molta facilità.

Fra le Mireidi spicca W Lyrae, che in circa sei mesi e mezzo varia fra la settima e la tredicesima grandezza, sparendo anche dalla vista dei piccoli telescopi; un'altra Mireide è SS Lyrae, che in poco meno di un anno oscilla la fra l'ottava e la quattordicesima magnitudine.

Una stella molto importante è RR Lyrae, il prototipo di una classe di variabili pulsanti note proprio come variabili RR Lyrae: questo tipo di stelle è estremamente comune negli ammassi globulari e sono utilizzate come riferimenti (candele standard) per determinarne la distanza.

Un'altra stella che ha svolto il ruolo di prototipo è β Lyrae, una variabile a eclisse le cui oscillazioni sono apprezzabili anche ad occhio nudo, se si prende come riferimento la luminosità delle stelle vicine; le variabili β Lyrae sono dei sistemi in cui le stelle sono a contatto fisico fra di loro.

Una delle più luminose stelle variabili della Lira è la semiregolare R Lyrae, visibile nel nord della costellazione: essa in fase di massimo ha una magnitudine di 3,88, mentre in fase di minimo è di magnitudine 5,0. Il suo periodo è di un mese e mezzo.

Fra le molte variabili irregolari è da notare T Lyrae, una stella di carbonio che oscilla fra la settima e la nona magnitudine; anche la HK Lyrae compie delle oscillazioni simili.

Oggetti del profondo cielo[modifica]

Principali oggetti non stellari
Nome
Coordinate eq. J2000.0
Tipo Magn.
Dimensioni
(primi d'arco)
Nome proprio
A. R.
Dec.
M57 18h 53m 35s 33° 01′ 45″ Nebulosa planetaria 9,7 3,9 x 3,9 Neb. Anello
M56 19h 16m 36s +30° 11′ 04″ Ammasso globulare 8,3 8,8
NGC 6791 19h 20m 53s +37° 46′ 18″ Ammasso aperto 9,5 16
Confronto fra le dimensioni di Vega e del Sole. Vega ha una forma molto schiacciata ai poli a causa della sua rapidissima velocità di rotazione, pari all’equatore a 274 km/s. Attorno ad essa si estende un grande disco di polveri.
La Nebulosa Anello (M57) è una delle nebulose planetarie più famose e fotografate, grazie alla sua luminosità e alla sua forma.
M56 è un ammasso globulare scarsamente concentrato e privo di un nucleo brillante.

La vicinanza della scia della Via Lattea, che corre nell'adiacente costellazione del Cigno, fa sì che alcuni oggetti galattici siano presenti anche entro i confini della Lira.

L’oggetto in assoluto più conosciuto della costellazione è la Nebulosa Anello, nota anche con la sua sigla del Catalogo di Messier M57. Si tratta di una delle nebulose planetarie più famose del cielo, grazie alla sua luminosità e alla sua forma apparentemente regolare; sta a circa il 40% della distanza angolare fra β Lyrae e γ Lyrae, più spostata verso la prima, e non può essere scorta con un binocolo comune come un 10x50, come pure difficilmente si osserva con modelli superiori come i 20x80, soprattutto per via dei bassi ingrandimenti. Piccoli telescopi possono permettere di individuarla facilmente se si osserva in condizioni adatte, mostrandola come un piccolo dischetto; con strumenti attorno i 100mm di diametro la figura anulare e la forma ellissoidale cominciano a notarsi. Strumenti maggiori mostrano alcune zone oscure ad est e ad ovest dell'anello, più alcune aree debolmente nebulose all'interno del disco. La nebulosa si trova a circa 2300 anni luce dalla Terra; possiede una magnitudine apparente di 8,8 e una magnitudine fotografica di 9,7. In un periodo di analisi di 50 anni, il tasso di espansione è stato di circa 1 secondo d'arco al secolo, che corrisponde alle osservazioni spettroscopiche di 20 - 30 km/s. M57 è illuminata da una nana bianca centrale di magnitudine 15,75 (variabile), la cui massa è circa 1,2 masse solari. Negli ultimi duemila anni la stella centrale della Nebulosa Anello ha lasciato il ramo asintotico delle giganti dopo aver esaurito quel poco che rimaneva della sua riserva di idrogeno, pertanto non potrà dunque più produrre energia attraverso la fusione nucleare e in termini di evoluzione stellare si avvicina alla fase di conversione in una nana bianca compatta. Questa stella ora è formata soprattutto da carbonio e ossigeno, con un sottile involucro esterno composto da elementi più leggeri. La sua massa è di circa 0,61 - 0,62 masse solari, con una temperatura superficiale di circa 125.000 K. Attualmente la stella è 200 volte più luminosa del Sole, anche se la sua magnitudine apparente è di 15,75. Si stima che la nebulosità osservata si stia espandendo da circa 1610 ± 240 anni (all’anno 2000), data in cui sarebbe quindi avvenuta l’espulsione degli strati esterni della sua stella centrale.

Nella Lira il Messier osservò anche un altro oggetto, l’ammasso globulare che oggi riporta la sigla M56. Quest’oggetto è piuttosto facile da localizzare, trovandosi grosso modo a metà via fra le stelle Albireo (β Cygni) e γ Lyrae; è visibile con grosse difficoltà con un binocolo 10x50, se la notte è molto buia e limpida. Con un telescopio da 114mm appare di forma tondeggiante e di aspetto nebuloso, mentre un 150mm può consentire di iniziare una difficoltosa risoluzione solo nelle nottate migliori; strumenti da 300mm con forti ingrandimenti lo risolvono con facilità in decine di componenti. M56 si trova ad una distanza di circa 32.900 anni luce dalla Terra e il suo diametro misura approssimativamente 84 anni luce; è uno degli ammassi globulari meno brillanti, soprattutto perché manca del nucleo molto brillante di cui è dotato la maggior parte di questi tipi di ammasso e la sua classe di concentrazione lo colloca fra i meno concentrati. Ciononostante, non è difficile da risolvere in stelle, anche se si trova a una notevole distanza. Le stelle più brillanti in M56 sono di magnitudine 13 e in esso sono state trovate solo una dozzina di stelle variabili.

Fra gli altri oggetti vi è infine NGC 6791, un ammasso aperto non catalogato dal Messier e piuttosto debole, ma non meno importante. È situato meno di un grado a sudest della stella arancione θ Lyrae, in un campo stellare moderatamente ricco di stelle deboli situato sul bordo della Via Lattea. Attraverso un binocolo 10x50 è praticamente invisibile e nelle migliori condizioni osservative si presenta al massimo come un debolissimo alone diffuso privo di stelle; con piccoli rifrattori il suo aspetto non migliora molto, dato che le sue componenti più luminose arrivano appena alla magnitudine 13. Strumenti con 200mm di diametro ne permettono invece una parziale risoluzione. A causa delle particolari caratteristiche della sua popolazione stellare, NGC 6791 è uno degli ammassi aperti più studiati del cielo, anche se a livello amatoriale è assai poco conosciuto; si tratta di uno degli ammassi più antichi che si conoscano, con un'età stimata inizialmente attorno ai 6 miliardi di anni e attestata infine attorno agli 8 miliardi di anni. La sua distanza è invece stimata attorno ai 13.300 anni luce e giace a una latitudine galattica molto elevata e dunque quasi all'esterno del disco galattico; quest’ultima è una caratteristica tipica degli ammassi aperti che hanno un’età molto avanzata. La sua caratteristica più rilevante riguarda la metallicità delle sue stelle membri, che nonostante siano quasi due volte più vecchie del Sole presentano una quantità più che doppia di ferro in rapporto all'idrogeno; ciò contrasta con la linea generale secondo cui le stelle più antiche sono anche quelle naturalmente più povere di metalli. La concentrazione stellare è molto elevata al centro, al punto che in tutto l'ammasso sono state scoperte 47 blue stragglers, mentre altre 55 componenti mostrano un colore giallo tipico delle classi spettrali F e G; sono inoltre presenti 174 giganti rosse. Un'ulteriore particolarità deriva dalla sua grande abbondanza di nane bianche, il cui studio permette di affinare le teorie sull'evoluzione stellare e la fisica del plasma, dunque sull'origine stessa dell'Universo; la sequenza di raffreddamento insolita osservata per nane bianche di quest'ammasso è stata spiegata con l'ipotesi che circa il 34% di esse costituisca in realtà un sistema binario di nane bianche.