Coelum Astronomia 226 - 2018 - Page 173

W. H. Smyth, ammiraglio e astronomo inglese, che dal suo Osservatorio a Bedford catalogò un vasto numero di stelle doppie utilizzando un rifrattore da 150 mm, descrisse solo una componente di magnitudine +9,5 a un angolo di separazione di 19,7°. Stando così le cose, sembra che Smyth abbia fatto riferimento a un’altra stella ma bisogna tenere presente la tendenza, tipica della sua epoca, di riportare valori di magnitudini minori rispetto alla realtà.

Con una tale confusione alle spalle, cosa ci possiamo attendere, quindi, dall’osservazione al telescopio di questo sistema dove la terza componente dovrebbe apparire più luminosa della secondaria? La componente secondaria, di magnitudine +12,4, pur con difficoltà causa l’elevata differenza di luminosità con Altais A, si rende visibile nella posizione indicata già 140 anni fa. Quasi diametralmente opposta, a un angolo di posizione di 172,5° rispetto alla principale, figura invece una stella di magnitudine +10,4, lontana dalla questa 245” d’arco ovvero 3 volte in più di quanto lo sia la secondaria. Essendo tali valori certamente diversi da quelli misurati a partire dal 1894, possiamo definirla come la terza componente del sistema allora elencata? Le tre differenti misurazioni dell’angolo di posizione elencate da Burnham potrebbero indicare una chiara direzione del movimento di questa stella, confermata anche dalla misurazione riportata da Smith nel 1834 (19,7°). E anche le misurazioni nella separazione riportate ancora da Burnham e decrescenti da 155,1" d’arco nel 1879 a 152,5" d’arco nel 1894, si adeguano con la direzione del moto. Con ogni probabilità, la stella di decima grandezza, oggi opposta alla vicina secondaria, è la stessa notata da Burnham e Smyth, vista nel corso degli anni in fasi diverse del suo moto orbitale che, certamente, sembra essere molto lungo: una dimostrazione di come l’interpretazione di dati acquisiti nel tempo possa fornire istantanee di lontani sistemi stellari come quello di Altais.

A soli 2° da delta Draconis è presente la più debole π Dra, che splende di magnitudine +4,59; lontana 230 anni luce, il suo colore bianco è

indice del suo tipo spettrale A2 IIIs (9.100 K), proprio di una gigante bianca con evidenti righe di assorbimento, indice dall'abbondante presenza nella sua atmosfera di alcuni elementi. Con un diametro 3,2 volte il Sole e massa 2,7 volte maggiore, π Dra irradia di conseguenza almeno 60 volte più di esso. Prolunghiamo adesso il segmento che separa le due precedenti stelle in direzione di π Dra e della medesima quantità: già al binocolo sarà visibile un piccolo triangolo isoscele, con al vertice una stella di sesta

Pi Draconis e Struve 2549

Struve 2549

RA 19h 31.2m Dec +63° 19’

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