Costellazione della Lira

La costellazione della Lira si trova nel cielo settentrionale. Rappresenta la lira, uno strumento musicale a corde usato nell’antichità e nei tempi successivi.

La costellazione è associata al mito del musicista e poeta greco Orfeo. Fu catalogata per la prima volta dall’astronomo Tolomeo nel II secolo.

Lyra contiene Vega, la quinta stella più luminosa del cielo e la seconda più luminosa dell’emisfero nord, e la famosa stella variabile RR Lyrae. È anche sede di diversi oggetti notevoli del cielo profondo, tra cui l’ammasso globulare Messier 56, la nebulosa planetaria Messier 57 (la Nebulosa Anello), il terzetto di galassie NGC 6745 e l’ammasso aperto NGC 6791.

FATTI, POSIZIONE & MAPPA

Lyra è una piccola costellazione, grande 52°, che occupa una superficie di 286 gradi quadrati. Si trova nel quarto quadrante dell’emisfero nord (NQ4) e può essere vista a latitudini tra +90° e -40°. Le costellazioni vicine sono Cygnus, Draco, Hercules e Vulpecula.

Lyra appartiene alla famiglia delle costellazioni di Ercole, insieme a Aquila, Ara, Centaurus, Corona Australis, Corvus, Crater, Crux, Cygnus, Hercules, Hydra, Lupus, Ophiuchus, Sagitta, Scutum, Sextans, Serpens, Triangulum Australe e Vulpecula.

La stella più luminosa della costellazione è Vega, Alpha Lyrae, che è anche la quinta stella più luminosa del cielo, con una magnitudine apparente di 0,03.

La costellazione contiene sei stelle formalmente denominate. I nomi delle stelle approvati dall’Unione Astronomica Internazionale (IAU) sono Aladfar, Sheliak, Sulafat, Vega, Xihe e Chasoň.

Lyra contiene due oggetti Messier – Messier 56 (M56, NGC 6779) e Messier 57 (M57, NGC 6720, Ring Nebula) – e ha nove stelle con pianeti conosciuti. Ci sono tre piogge di meteoriti associate alla costellazione: le Liridi, che raggiungono il picco intorno al 21-22 aprile di ogni anno, le Liridi di giugno e le Alfa Liridi.

Costellazione della Lira, by IAU and Sky&Telescope magazine

MYTH

Lyra rappresenta la lira di Orfeo, il musicista e poeta della mitologia greca che fu ucciso dalle Baccanti. Quando morì, la sua lira fu gettata in un fiume. Zeus mandò un’aquila a prendere la lira e le mise entrambe in cielo.

Orfeo era figlio del re trace Oeagrus e della musa Calliope. Quando era giovane, il dio Apollo gli diede una lira d’oro e gli insegnò a suonarla, e sua madre gli insegnò a scrivere versi.

Orfeo era noto per la sua capacità di incantare anche le pietre con la sua musica, per i suoi tentativi di salvare sua moglie Euridice dagli inferi, e per essere l’arpista e compagno di Giasone e gli Argonauti.

Senza Orfeo e la sua musica, gli Argonauti non sarebbero stati in grado di superare le Sirene, il cui canto attirava i marinai a venire da loro, il che di solito portava i marinai a schiantarsi con le loro navi nelle isole in cui vivevano le Sirene. Quando gli Argonauti si avvicinarono alle isole, Orfeo estrasse la sua lira e suonò una musica che affogò i richiami delle Sirene.

La storia più famosa che coinvolge Orfeo è quella della morte di sua moglie Euridice. Eurydice stava cercando di sfuggire a un satiro al suo matrimonio, e cadde in un nido di vipere. Fu morsa sul tallone e morì. Orfeo trovò il corpo e, profondamente scosso, suonò canzoni che fecero piangere gli dei e le ninfe. Gli dei provarono pietà per lui e gli consigliarono di andare negli inferi e cercare di recuperare Euridice. Orfeo seguì il loro consiglio. Una volta lì, il suo canto commosse profondamente Ade e sua moglie Persefone ed essi accettarono di restituire Euridice al mondo dei vivi ad una condizione: Orfeo doveva camminare davanti a lei e non guardarsi indietro finché entrambi non avessero raggiunto il mondo superiore. Orfeo ed Euridice iniziarono a camminare e, per quanto lo volesse, non si voltò indietro. Tuttavia, dimenticò che entrambi dovevano arrivare al mondo superiore prima che lui potesse voltarsi. Non appena lo raggiunse, si voltò, ma Euridice non era ancora lassù e scomparve dalla sua vista, questa volta per sempre.

Orfeo trovò la morte per mano delle Menadi tracie, che lo fecero a pezzi per non aver onorato Dioniso. La sua lira fu portata in cielo dalle Muse, che raccolsero anche i frammenti del suo corpo e li seppellirono sotto il monte Olimpo.

La costellazione della Lira era spesso rappresentata come un avvoltoio o un’aquila che portava la lira di Orfeo nelle sue ali o nel becco, e chiamata Aquila Cadens o Vultur Cadens, che significa “l’aquila cadente” o “avvoltoio cadente”.”

In Galles, la costellazione è conosciuta come l’Arpa di Re Artù (Talyn Arthur) o l’Arpa di Re David.

STELLE MAGGIORI DELLA LYRA

Vega – α Lyrae (Alpha Lyrae)

Vega è la stella più luminosa della costellazione della Lyra. Con una magnitudine apparente di 0,03, è anche la quinta stella più luminosa del cielo notturno, dopo Sirio nel Canis Major, Canopo nella Carina, Arturo nel Boote e Alfa Centauri A nella costellazione del Centauro. Vega è anche la seconda stella più luminosa del cielo settentrionale; solo Arturo è più luminoso. La stella dista 25,04 anni luce dalla Terra.

Vega, Alpha Lyrae, immagine: Roberto Mura

Vega è stata la prima stella diversa dal Sole ad essere fotografata e la prima ad avere il suo spettro registrato. Fu fotografata per la prima volta da William Bond e John Adams Whipple all’Osservatorio dell’Harvard College il 17 luglio 1850, e fu l’astronomo dilettante americano Henry Draper a scattare la prima fotografia dello spettro di Vega nell’agosto 1872.

La stella appartiene alla classe spettrale A0V, che la rende una nana bianca. Era la stella del polo nord intorno all’anno 12.000 a.C. e lo sarà di nuovo intorno all’anno 13.727.

Vega è 2,1 volte più massiccia del Sole, e solo circa un decimo dell’età del Sole. Si ritiene che abbia circa 455 milioni di anni, che è circa la metà della sua aspettativa di vita. È una sospetta stella variabile e un rapido rotatore, con una velocità di rotazione proiettata di 274 km/s all’equatore.

Si ritiene che la stella abbia un disco circumstellare di polvere, poiché emette un eccesso di radiazione infrarossa. Potrebbe avere almeno un pianeta delle dimensioni di Giove nella sua orbita.

Vega è facile da trovare nel cielo notturno perché è luminosa e anche perché fa parte di un familiare asterismo estivo, il Triangolo estivo, che forma con le stelle Altair nella costellazione dell’Aquila e Deneb in Cygnus. Vega si trova al vertice del triangolo, ed è facile da trovare perché la costellazione di Cygnus, il Cigno, è facilmente riconoscibile nel cielo.

Il triangolo estivo – Vega, Altair, Deneb

Sulafat – γ Lyrae (Gamma Lyrae)

Gamma Lyrae è la seconda stella più luminosa della costellazione. Ha una magnitudine apparente di 3,261 e dista circa 620 anni luce dal Sole. La stella è una gigante blu-bianca. Appartiene alla classe spettrale B9 III.

Gamma Lyrae è talvolta conosciuta con i suoi nomi tradizionali, Sulafat (Sulaphat) e Jugum. Il nome Sulafat deriva dall’arabo al-sulḥafāt, che significa “la tartaruga”, e Jugum deriva dalla parola latina iugum, che significa “giogo”. È un rotatore relativamente veloce, con una velocità di rotazione proiettata di 71-72 km/s.

Sheliak -β Lyrae (Beta Lyrae)

Beta Lyrae è un sistema stellare doppio. Ha una magnitudine apparente di 3,52 e dista circa 960 anni luce dalla Terra. Ha il nome tradizionale Sheliak, derivato da šiliyāq, che è il nome arabo della costellazione.

Il sistema Beta Lyrae ha una luminosità variabile, che va da 3,4 a 4,3 magnitudini. La variabilità fu scoperta per la prima volta dall’astronomo britannico John Goodricke nel 1784. Le componenti sono così vicine che formano una stella binaria spettroscopica, che non può essere risolta in componenti individuali con i telescopi ottici. Le due orbitano l’una attorno all’altra con un periodo di 12,9414 giorni e si eclissano periodicamente. Come risultato, la loro magnitudine apparente varia.

La stella primaria ha la classificazione stellare di B7II – è una gigante blu-bianca brillante. Il componente secondario è anch’esso ritenuto una stella di classe B.

Il sistema è una binaria semidistaccata, una in cui una delle stelle riempie il lobo di Roche della stella binaria, e l’altra stella no. Il gas dalla superficie della stella donatrice viene trasferito alla stella accreditrice, e il trasferimento di massa domina l’evoluzione del sistema. La stella B7II, ora la componente meno massiccia, una volta era la componente più massiccia del sistema. Quando si è evoluta in una gigante, ha trasferito la maggior parte della sua massa all’altra stella, poiché le due sono in orbita stretta. Come risultato, l’altra stella è ora circondata da un disco di accrescimento, che rende difficile individuare l’esatto tipo stellare della stella.

R Lyrae

R Lyrae è una gigante rossa con la classificazione stellare M5III. È una stella pulsante semiregolare con una magnitudine apparente che varia tra 3,9 e 5,0. La stella dista circa 350 anni luce dal sistema solare. È significativamente più luminosa e più grande, ma anche più fredda del Sole.

R Lyrae e Vega, immagine: Kevin Heider, NASA, ESA. Credit: A. Fujii

δ Lyrae (Delta Lyrae)

Delta Lyrae consiste in una stella e un sistema stellare che condividono la stessa designazione di Bayer.

Delta-1 Lyrae è un sistema stellare binario con un periodo orbitale di circa 88 giorni. Le componenti hanno magnitudini apparenti di 5,569 e 9,8. La separazione tra le due stelle è molto piccola e formano una binaria spettroscopica. Il sistema dista circa 1.100 anni luce dal Sole.

La stella primaria è una nana bianco-blu con la classificazione stellare di B2.5 V. È due volte più calda del Sole e molto più luminosa. La compagna è una gigante arancione di tipo spettrale K2III, che la rende più luminosa e più grande, ma più fredda del Sole.

Delta-2 Lyrae è una gigante rossa brillante con classificazione stellare M4 II. Ha una magnitudine apparente di 4,30 e dista circa 740 anni luce. È 6.500 volte più luminosa del Sole e ha un raggio 200 volte quello solare. Si ritiene che la stella abbia 75 milioni di anni.

La doppia – ε Lyrae (Epsilon Lyrae)

Epsilon Lyrae, popolarmente conosciuta come la doppia doppia, è un sistema di stelle multiple distante circa 162 anni luce. Ha una magnitudine apparente di 4,7. In un binocolo, il sistema appare come due stelle, ognuna delle quali può essere risolta in una binaria quando osservata attraverso un telescopio. Le due componenti principali, le stelle binarie, orbitano l’una intorno all’altra.

The Double Double, Epsilon Lyrae, immagine: Robert Mura

Epsilon-1 Lyrae, la componente settentrionale del sistema, è una stella doppia composta da componenti che distano solo 2,35 secondi d’arco. Le stelle hanno magnitudini apparenti di 4,7 e 6,2 e un periodo orbitale di circa 1.200 anni.

Le stelle di Epsilon-2 Lyrae sono separate da 2,3 secondi d’arco e hanno magnitudini di 5,1 e 5,5. Il loro periodo orbitale è circa la metà di quello delle stelle Epsilon-1.

Epsilon Lyrae ha una quinta componente, scoperta nel 1985. La stella orbita intorno alla coppia Epsilon-2 con un periodo stimato di qualche decennio.

RR Lyrae

RR Lyrae è una nota stella variabile nella costellazione della Lira, situata vicino al confine con Cygnus. La stella serve come prototipo di un’intera classe di stelle, note come variabili RR Lyrae. Si tratta di stelle variabili periodiche che si trovano di solito negli ammassi globulari e che sono frequentemente usate per misurare le distanze galattiche, dato che la relazione tra il loro periodo di pulsazione e la magnitudine assoluta le rende eccellenti candele standard.

Le variabili RR Lyrae sono stelle pulsanti a ramo orizzontale appartenenti alla classe spettrale A (e molto meno frequentemente F), con circa metà della massa del Sole. Si ritiene che ad un certo punto siano state simili al Sole, ma che poi abbiano perso la loro massa. Sono stelle vecchie, povere di metallo, con una magnitudine assoluta media di 0,75, e solo da 40 a 50 volte più luminose del Sole.

RR Lyrae è la stella più luminosa di questa classe, con una magnitudine apparente che va da 7,06 a 8,12. La stella ha una magnitudine apparente media di 7,195 e dista circa 860 anni luce dal Sole.

RR Lyrae si è evoluta dalla sequenza principale, è passata attraverso lo stadio di gigante rossa ed è ora nello stadio di ramo orizzontale (HB) dell’evoluzione, alimentato dalla fusione dell’elio nel suo nucleo e dalla fusione dell’idrogeno nel guscio che circonda il nucleo.

La variabilità diRR Lyrae fu scoperta per la prima volta dall’astronoma scozzese Williamina Fleming nel 1901. La stella mostra un modello regolare di pulsazione su un breve periodo di 0,56686776 giorni, o 13 ore e 36 minuti. Ogni pulsazione radiale fa variare il raggio della stella da 5,1 a 5,6 volte il raggio solare.

DM Lyrae

DM Lyrae è una nova nana, una stella variabile cataclismica composta da un sistema binario stretto in cui una delle stelle è una nana bianca che accumula materia dalla stella compagna. Come risultato, la nana bianca è coinvolta in esplosioni periodiche, presumibilmente come risultato dell’instabilità del disco di accrescimento.

La componente primaria nel sistema DM Lyrae è di tipo sconosciuto. Il sistema ha solitamente una magnitudine apparente di 18, ma durante gli outburst la magnitudine raggiunge i 13,6. Due di queste esplosioni sono state osservate nell’ultimo secolo, una nel 1928 e un’altra nel luglio 1996. Il più recente, nel 1996, è stato molto lungo e luminoso, indicando che la stella è una variabile del tipo SU Ursae Majoris, una che ha super-outbursts oltre ai normali outbursts.

κ Lyrae (Kappa Lyrae)

Kappa Lyrae è una gigante arancione con la classificazione stellare di K2III. Ha una magnitudine apparente di 4,323 e dista circa 238 anni luce dal sistema solare. È classificata come stella variabile.

Alathfar – μ Lyrae (Mu Lyrae)

Mu Lyrae è una stella subgigante bianca appartenente alla classe spettrale A3IVn. Ha una magnitudine apparente di 5,12 e dista circa 439 anni luce dalla Terra. Il nome tradizionale della stella, Alathfar (o Al Athfar), deriva dall’arabo al-‘uz̧fur, che significa “gli artigli dell’aquila in picchiata”. Condivide il nome con Eta Lyrae, ma quest’ultima viene solitamente scritta Aladfar.

Mu Lyrae si trova a 2,5 gradi a ovest-nordovest di Vega.

Gliese 758

Gliese 758 è una nana gialla con classificazione stellare G8V. Ha una magnitudine apparente di 6,36 e dista 51,4 anni luce dal Sole. Può essere facilmente vista con un binocolo.

La stella è simile al Sole. Ha il 97 per cento della massa del Sole e il 51 per cento di metallicità in più, cioè l’abbondanza di elementi diversi dall’idrogeno e dall’elio.

Una compagna substellare, Gliese 758 b, è stata scoperta nell’orbita della stella nel novembre 2009. Ha tra 30 e 40 masse di Giove.

Kuiper 90 (17 Lyrae C, Gliese 747AB)

Gliese 747AB è un sistema stellare vicino composto da due stelle nane rosse di tipo spettrale M3 e M5. Il sistema dista 26,5 anni luce dal Sole. Le due stelle orbitano l’una intorno all’altra ad una piccola separazione angolare (0,35″) con un periodo di 5 anni.

OGGETTI DI CIELO PROFONDO A LYRA

Messier 56 (M56, NGC 6779)

Messier 56 è un ammasso globulare nella costellazione della Lira. Ha una magnitudine apparente di 8,3 e dista circa 32.900 anni luce dal sistema solare. L’ammasso ha un diametro di circa 84 anni luce. Fu scoperto da Charles Messier il 19 gennaio 1779.

Messier 56 dal telescopio spaziale Hubble

M56 si trova a metà strada tra le stelle Albireo (Beta Cygni) nella costellazione del Cygnus e Sulafat, Gamma Lyrae. Appare come una stella sfocata in un binocolo più grande, ma può essere risolta con un telescopio da 8 pollici.

M56 si ritiene abbia circa 13,70 miliardi di anni. Le stelle più luminose sono di 13° magnitudine e contiene circa una dozzina di variabili.

La Nebulosa Anello – Messier 57 (M57, NGC 6720)

La Nebulosa Anello, Messier 57, è una famosa nebulosa planetaria nella costellazione della Lira, situata a sud della luminosa stella Vega, circa il 40% della distanza da Beta a Gamma Lyrae. È relativamente facile da trovare ed è un obiettivo popolare tra gli astronomi dilettanti.

La nebulosa planetaria Messier 57, conosciuta anche come la Nebulosa Anello, nella costellazione della Lira, immagine: Hubble Heritage Team

La nebulosa si è formata quando un guscio di gas ionizzato è stato espulso da una stella gigante rossa che stava per diventare una nana bianca. Si sta espandendo al ritmo di circa 1 secondo d’arco al secolo. Il nucleo centrale della nebulosa planetaria (PNN) fu scoperto dall’astronomo ungherese Jenő Gothard il 1° settembre 1886.

La Nebulosa Anello appartiene alla classe delle nebulose planetarie conosciute come nebulose bipolari. Ha uno spesso anello equatoriale che estende notevolmente la struttura attraverso il suo asse principale di simmetria.

La nebulosa ha una magnitudine apparente di 8,8 e dista circa 2.300 anni luce. Fu scoperta dall’astronomo francese Antoine Darquier de Pellepoix nel gennaio 1779, e Charles Messier la scoprì indipendentemente lo stesso mese, e la incluse nel suo catalogo come 57° oggetto.

NGC 6791

NGC 6791 è un ammasso aperto nella Lira. Ha una magnitudine apparente di 9,5 e dista circa 13,30 anni luce dal sistema solare.

NGC 6791, immagine: NASA, ESA, Digitized Sky Survey, e L. Bedin (STScI)

L’ammasso fu scoperto dall’astronomo tedesco Friedrich August Theodor Winnecke nel 1853. Si ritiene che abbia circa 8 miliardi di anni. È uno degli ammassi più antichi e ricchi di metalli conosciuti nella Via Lattea.

NGC 6745

NGC 6745 è una galassia irregolare nella costellazione della Lira, che si crede abbia circa 10 miliardi di anni. Ha una magnitudine apparente di 13,3 e dista circa 206 milioni di anni luce dal Sole.

NGC 6745 è in realtà un terzetto di galassie che si sono scontrate e fuse per centinaia di milioni di anni. La galassia più grande, NGC 6745A, si crede sia stata una galassia a spirale prima della collisione, ma ora appare particolare come risultato dell’incontro.

La galassia più piccola, NGC 6745B, è passata attraverso la più grande e ora si sta allontanando da essa. Si ritiene che la galassia più piccola abbia perso la maggior parte del suo mezzo interstellare a favore di quella più grande nella collisione.

NGC 6745 – Una grande galassia a spirale, con il suo nucleo ancora intatto, scruta la galassia più piccola di passaggio (quasi fuori dal campo visivo in basso a destra), mentre un luminoso becco blu e le brillanti piume blu-biancastre in alto mostrano il percorso distinto fatto durante il viaggio della galassia più piccola. Queste galassie non hanno semplicemente interagito gravitazionalmente mentre passavano l’una accanto all’altra, ma si sono effettivamente scontrate. Quando le galassie si scontrano, le stelle che normalmente comprendono la maggior parte della massa luminosa di ciascuna delle due galassie non si scontrano quasi mai tra loro, ma passano piuttosto liberamente tra di loro con pochi danni. Ovunque le nubi interstellari delle due galassie entrino in collisione, esse non passano liberamente l’una accanto all’altra senza interruzione ma, piuttosto, subiscono una collisione dannosa. Le alte velocità relative causano pressioni di ariete alla superficie di contatto tra le nubi interstellari che interagiscono. Questa pressione, a sua volta, produce densità di materiale sufficientemente estreme da innescare la formazione di stelle attraverso il collasso gravitazionale. Le calde stelle blu in questa immagine sono la prova di questa formazione stellare. Immagine: Hubble Heritage Team