Guida alle costellazioni/Il polo sud celeste/Pavone

Modulo precedente

Uccello del Paradiso

Torna a

Il polo sud celeste

Modulo successivo

Indiano

Guida alle costellazioni

categoria · modifica

Copertina Guida alle costellazioni/Copertina

Parte I - Stelle e oggetti

Parte II - Le 88 costellazioni

Parte III - Carte stagionali

Appendici

Dettagli costellazione
Nome latino	Pavo
Genitivo del nome	Pavonis
Abbreviazione ufficiale	Pav
Area totale	378 gradi quadrati
Transito al meridiano alle ore 21	1° settembre
Stelle più luminose della mag. 3,0	1
Stelle più luminose della mag. 6,0	44

Stelle più luminose
Sigla	Nome	Magn.
α Pavonis	Peacock	1,94
β Pavonis		3,42
δ Pavonis		3,55
η Pavonis		3,60
ε Pavonis		3,95
ζ Pavonis		4,01
γ Pavonis		4,21
λ Pavonis		4,22

Il Pavone è una costellazione relativamente appariscente; è stata illustrata da Johann Bayer nella sua Uranometria ed è riconoscibile senza eccessive difficoltà a sud del Sagittario.

Caratteristiche

Il Pavone è una costellazione di dimensioni relativamente contenute; contiene al suo interno una sequenza di stelle di terza e quarta magnitudine che la rendono piuttosto semplice da individuare, poco ad sudest della scia luminosa della Via Lattea del sud. La stella più luminosa, la α Pavonis, si trova una quindicina di gradi a sud della parte più orientale del Sagittario e ha una magnitudine pari a 1,94, potendo così essere utilizzata come riferimento anche dalle aree urbane per rintracciare il resto della costellazione, che si estende a sudovest di questa stella; si tratta inoltre dell’unica stella del cielo il cui nome proprio, Peacock (Pavone), sia di derivazione inglese.

La declinazione australe del Pavone non consente la sua osservazione dalla gran parte delle regioni dell'emisfero boreale: la stella α, che è la più settentrionale della costellazione, si trova infatti a una declinazione di -56°, restando pertanto invisibile a nord delle coste africane del Mediterraneo; dall'emisfero australe, al contrario, appare circumpolare da quasi tutta la fascia temperata, mentre in quella tropicale è visibile per la gran parte delle notti dell'anno. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale coincide con quello della bassa stagione australe, nei mesi compresi fra maggio e ottobre.

Il Pavone fa parte del gruppo di dodici costellazioni individuate da Petrus Plancius a seguito delle osservazioni condotte nel cielo australe dagli esploratori Pieter Dirkszoon Keyser e Frederick de Houtman, salpati dall’Olanda per navigare fino alle Indie Orientali. Inserita dal Plancius nel suo globo celeste di 35 cm di diametro del 1598, venne illustrata da Johann Bayer nella sua Uranometria edita nel 1603. Secondo alcuni studi, gli esploratori olandesi non furono i primi ad associare questa parte di cielo con un pavone. Vi sono infatti indizi che già nell’antica Grecia questo gruppo di stelle, per altro noto a causa dei loro viaggi, fosse associato alla figura mitologica di Argo, il costruttore dell’omonima nave il cui viaggio con gli Argonauti è raccontato da Apollonio Rodio; secondo la mitologia, Giunone avrebbe in seguito trasformato Argo in un pavone, ponendolo quindi fra le stelle assieme alla sua nave.

Non è comunque chiaro se gli esploratori olandesi fossero al corrente di questo mito poco conosciuto e all’ancor meno nota associazione di queste stelle con un pavone già probabilmente in uso in epoca antica.

Mappa e immagine

Stelle doppie

Principali stelle doppie
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Separazione (secondi d'arco)	Colore
Nome	A. R.	Dec.	A	B	Separazione (secondi d'arco)	Colore
ξ Pavonis	18^h 23^m 14^s	-61° 29′ 38″	4,39	8,1	3,5	r
HD 198160/61	20^h 51^m 38^s	+62° 25′ 46″	6,59	6,59	2,4	b + b

Fra le stelle doppie, in realtà poco numerose, ve ne sono alcune appariscenti.

La stella ξ Pavonis è una doppia stretta, con componenti di luminosità molto differenti. La primaria è una gigante rossa, di magnitudine 4,4, e la secondaria è di magnitudine 8: entrambe distano 480 anni luce dal Sole. La rivelazione della secondaria è difficoltosa attraverso telescopi di piccole dimensioni, a causa della luce della primaria.

La coppia HD 198160 e HD 198161 è composta da due stelle di pari luminosità, entrambe bianche, separate da appena 2,4".

Stelle variabili

Principali stelle variabili
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Magnitudine		Periodo (giorni)	Tipo
Nome	A. R.	Dec.	Max.	Min.	Periodo (giorni)	Tipo
R Pavonis	18^h 12^m 53^s	-63° 36′ 57″	7,5	13,8	229,46	Mireide
S Pavonis	19^h 55^m 14^s	-59° 11′ 44″	6,6	10,4	349,6	Semiregolare pulsante
T Pavonis	19^h 50^m 43^s	-71° 43′ 17″	7,0	14,0	243,62	Mireide
SX Pavonis	21^h 28^m 45^s	-69° 30′ 19″	5,34	5,97	50:	Semiregolare pulsante
{KZ Pavonis	20^h 58^m 40^s	-70° 25′ 20″	7,71	9,30	0,9499	Eclisse
NU Pavonis	18^h 31^m 22^s	-62° 16′ 42″	4,91	5,26	60:	Semiregolare
OW Pavonis	17^h 58^m 00^s	-63° 38′ 00″	7,8	8,9	778,6	Irregolare
κ Pavonis	18^h 56^m 57^s	-67° 14′ 01″	3,91	4,78	9,0942	Cefeide
λ Pavonis	18^h 52^m 13^s	-62° 11′ 15″	4,00	4,26	-	Irregolare

Il Pavone abbonda di stelle variabili luminose, molte delle quali sono ben osservabili anche con piccoli strumenti o persino ad occhio nudo.

Fra le Mireidi la più luminosa è la T Pavonis, che quando è al massimo di luminosità è di magnitudine 7,0; in circa 240 giorni scende fino alla quattordicesima grandezza e risale.

La stella κ Pavonis è invece una variabile Cefeide, una supergigante bianco-gialla che oscilla tra le magnitudini apparenti 3,9 e 4,8 con un periodo pari a 9 giorni e 2 ore; si trova a 540 anni luce dal Sole.

Fra le variabili semiregolari la più brillante è la NU Pavonis, che in circa 60 giorni perde oltre tre decini di magnitudine, oscillando fra le magnitudini 4,9 e 5,3; un'altra semiregolare, pulsante, è la SX Pavonis, che quando è al massimo è anch'essa visibile ad occhio nudo con facilità, mentre in fase di minimo è al limite per l'occhio umano.

Oggetti del profondo cielo

Principali oggetti non stellari
Nome	Coordinate eq. J2000.0		Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
Nome	A. R.	Dec.	Tipo	Magn.	Dimensioni (primi d'arco)	Nome proprio
NGC 6684	18^h 48^m 58^s	-65° 10′ :	Galassia	10,5	3,7
NGC 6744	19^h 09^m 48^s	-63° 51′ :	Galassia	8,8	20,0 x 13,0
NGC 6752	19^h 10^m 54^s	-59° 59′ :	Ammasso globulare	5,3	20
NGC 6753	19^h 11^m 24^s	-57° 03′ :	Galassia	11,1	2,5
NGC 6876	20^h 18^m 20^s	-70° 52′ :	Galassia	11,1	2,4

La costellazione contiene alcuni oggetti molto brillanti, facili da individuare anche con un binocolo se le condizioni atmosferiche lo consentono.

Fra questi spicca l’ammasso globulare che porta la sigla NGC 6752 (C93); si tratta del quarto globulare più luminoso dell’intera volta celeste ed è già al limite della visibilità ad occhio nudo sotto un cielo molto buio e limpido; si individua con facilità 3 gradi a nordest della stella azzurra λ Pavonis. Con un binocolo 10x50 appare come una macchia chiara tondeggiante di aspetto diffuso e con un diametro che supera la metà di quello apparente della Luna piena. Un telescopio di piccole dimensioni lo mostra già come un oggetto di natura non stellare; con strumenti da 80-100 mm di apertura si evidenziano le prime componenti, che appaiono di magnitudine 11. La vista con strumenti di 200-250 mm è notevole, con centinaia di piccolissime stelline raccolte fittamente progressivamente verso il centro. Quest’oggetto venne scoperto da James Dunlop nel 1826, che lo descrisse come una macchia luminosa irregolare facilmente risolvibile in un ammasso di numerose stelle via via più compresse verso il nucleo. NGC 6752 è un ammasso di media densità, con una classe di concentrazione pari a VI; sono note al suo interno oltre centomila componenti, racchiuse entro una sfera dal diametro di circa 100 anni luce. Il suo nucleo è particolarmente denso, con centinaia di stelle racchiuse entro un diametro di appena 1,3 anni luce; questo processo così spinto di segregazione di massa (un fenomeno osservato di frequente negli ammassi globulari), indica che il nucleo ha subito un vero e proprio collasso gravitazionale. L’altissima densità di stelle registrata specialmente in queste regioni ha determinato la formazione di un gran numero di sistemi di stelle doppie, con percentuali che nel centro raggiungono il 40% delle stelle totali, come pure la nascita delle cosiddette blue stragglers, risultato di un’interazione talmente spinta da portare due stelle a fondersi fra loro, con la nascita di una stella più massiccia e quindi più calda, con classi spettrali O e B. Sempre nel nucleo di NGC 6752 sono state individuate dal Telescopio Chandra sei sorgenti di raggi X. La distanza dal sistema solare di quest’ammasso è stata stimata sui 13.000 anni luce; ciò lo rende di fatto uno degli ammassi globulari in assoluto più vicini e ne spiega anche la sua grande luminosità apparente e il suo grande diametro in cielo. La sua distanza dal centro della Via Lattea è invece stimata sui 17.000 anni luce. Si calcola che l’età di NGC 6752 sia di 11,78 miliardi di anni, mentre il rapporto di metallicità [Fe/H] medio delle sue componenti è circa 36 volte inferiore di quello del Sole.

Nel Pavone sono visibili numerose galassie, grazie alla lontananza dal piano della Via Lattea; fra queste, ve n’è una particolarmente estesa e brillante, la NGC 6744 (C101). Si individua circa 3° a sudest della stella λ Pavonis, poco a sud della linea che congiunge questa stella alla δ Pavonis; è già visibile anche con un binocolo 10x50, dove appare come una macchia molto debole e sfumata sotto cieli bui e limpidi, anche a causa della sua bassa luminosità superficiale che la rende comunque un oggetto sfuggente rispetto ad altre galassie di pari magnitudine integrata. Con un telescopio da 100 mm mantiene un aspetto sfrangiato ma inizia a definirsi vagamente la struttura della barra; la struttura dei bracci inizia ad essere evidente con telescopi da 250 mm di diametro. Questa galassia possiede delle dimensioni ragguardevoli, estendendosi per circa 193.000 anni luce, con una luminosità pari a 56 miliardi di Soli; appartiene al gruppo di galassie del Pavone-Altare, alla distanza di circa 31 milioni di anni luce dalla Via Lattea. NGC 6744 possiede un disco molto grande su cui si estendono dei bracci di aspetto sfilacciato, con numerosi nodi molto ricchi di stelle giovani e calde e diverse grandi regioni H II; due bracci in particolare mostrano evidenti segni di processi di formazione stellare particolarmente intensi. Osservazioni condotte sulla banda dell’idrogeno neutro mostrano un enorme anello di idrogeno che arriva oltre il termine esterno dei bracci di spirale; due di questi bracci per altro arrivano a estendersi ben oltre ciò che appare nella banda della luce visibile. Diventano inoltre visibili le interazioni mareali fra questa galassia e le due galassie compagne minori, NGC 6744A e ESO 104-G44. I bracci sono connessi internamente a una grande barra di forma lenticolare centrata su un anello interno incompleto, virtualmente privo di gas interstellare e quindi di attività di formazione stellare. Nel 2005 venne osservata fra i suoi bracci di spirale una supernova di tipo 1c, denominata poi SN2005at; raggiunse la magnitudine di 16,8.

Altre galassie sono visibili a breve distanza, come la NGC 6684, situata meno di mezzo grado a sudest della stella θ Pavonis. Può essere notata con un telescopio da 120 mm di diametro, molto vicina a una stella di sesta magnitudine che quasi le si sovrappone, contribuendo ad oscurarla. Questa galassia presenta una morfologia lenticolare e allo stesso tempo barrata, con un nucleo molto piccolo attraversato da una piccola barra, attorno alla quale si estende un anello di stelle dall’aspetto simile a due bracci richiusi su sé stessi. La sua distanza è stimata sui 40 milioni di anni luce.

NGC 6753 è una galassia più debole delle precedenti e visibile solo con telescopi da 150-200 mm di diametro; si trova nella parte settentrionale della costellazione, al confine col Telescopio e tre gradi a nord del globulare NGC 6752. Si tratta di una galassia spirale senza barra, con un nucleo circondato da un anello sfrangiato di stelle giovani e dei bracci particolarmente ramificati e ben avvolti; tutt’attorno alla galassia si trova una particolare corona di gas caldi visibile ai raggi X. La sua distanza è stimata sui 150 milioni di anni luce.

Da segnalare infine due galassie di difficile osservazione ma interessanti: la prima è la IC 4662, una galassia nana che sebbene non sia certo fra le più appariscenti della costellazione (ha magnitudine 11,6), è degna di nota per l’elevato tasso di formazione stellare, fatto non comune per una galassia nana; la sua distanza è stimata sugli 8 milioni di anni luce e si trova quindi poco al di fuori del Gruppo Locale. Può essere osservata con qualche difficoltà con telescopi di grande diametro a partire da 300 mm.

La seconda galassia di un certo interesse è la IC 4965, ancora più debole e visibile circa 1,5° ad ovest di Peacock; la sua importanza è data dalla sua posizione, essendo uno dei membri centrali del Superammasso di Shapley a oltre 600 milioni di anni luce di distanza.