Andromeda

La costellazione è subito riconoscibile a sud delle stelle di Cassiopea, per un allineamento di stelle che va da sud-est a nord-ovest a partire dalla alfa: la delta, la beta e la gamma, tutte eccetto la delta, di seconda grandezza.

Ma il modo migliore per individuare questo allineamento è quello di cercare il ben noto "quadrante" di Pegaso, il cui vertice nord-orientale è proprio alfa And, che nel passato era pure nota come delta Peg, non a caso, la delta manca in questa costellazione; essa porta il nome di Alpheratz, che significherebbe "la spalla" del cavallo, ed anche quello di Sirrah, col significato di "ombelico".

Negli atlanti, la stella rappresentò infine la testa di Andromeda.

La sua magnitudine è 2,06 ed è una stella doppia spettroscopica; la beta (Mirach, "il grembiule") è una gigante rossa di magnitudine 2,03 con una debole compagna a 28".

La gamma (Almach) di magnitudine 2,12, è una bellissima stella doppia e ne parleremo più avanti.

Naturalmente, la costellazione non è tutta qui; essa si estende a nord e verso ovest dell'allineamento, ma con stelle più deboli, e anche a sud, formando così una grande "T".

Ritorniamo brevemente sul mito che riguarda Cassiopea, per ricordare che Andromeda fu l'incolpevole quasi-vittima sacrificata al mostro marino, ma salvata da Perseo, reduce dall'aver ammazzato la gorgone Medusa.

Molte sono le stelle variabili in Andromeda, soprattutto di tipo Mira; ricordiamo anzitutto la R And, a nord-est del triangolo stellare theta, rho, e sigma e circa 4° a sud-est della grande galassia M31. Scoperta a Bonn nel 1858, è una gigante rossa del tipo Mira e presenta un eccezionale campo di variazione luminosa di circa nove magnitudini, in un intervallo medio di 409 giorni; quando è al massimo, spesso è visibile ad occhio nudo. Un'altra Mireide notevole è la W And che si trova 3° a nord-est di gamma And; raggiunge al massimo la magnitudine 6 e varia di circa otto magnitudini in 396 giorni.

Tra le doppie visuali, ve ne sono di facili, come la pi And che, accanto alla primaria di magnitudine 4,4 (a sua volta una binaria spettroscopica col periodo di 144 giorni) presenta una compagna di 8,8 a 35". La primaria di mu And è pure una doppia stretta; la compagna è a 34" ma dalla parte opposta c'è una stellina a 42".

La più bella è certamente gamma And, Almach, per il contrasto dei colori: la primaria è una gigante arancione di seconda grandezza mentre la secondaria è bianca, di quarta: sono separate di quasi 10".

Come doppia, venne scoperta nel 1788, ma nel 1842 Struve notò che anche che la compagna era doppia. La terza stella ha una magnitudine di 6,6 e con l'altra compie orbite molto eccentriche in circa 61 anni. In questi anni la separazione è intorno al massimo, ma vale soltanto 0",7.

Tra gli oggetti non stellari, citiamo NGC 7662, notevole nebulosa planetaria leggermente ellittica, posta nella parte occidentale della costellazione, mezzo grado a sud-ovest d'una stella di magnitudine 5,7, la 13 And. La stellina centrale è una calda stella azzurra di magnitudine 14.

Ma veniamo subito ad M31, la Grande Nebulosa, la notissima galassia spirale individuabile ad occhio nudo come una macchia luminosa allungata ed estesa, in notti particolarmente buie, sino ad un grado; è citata dall'astronomo Al Sùfi vissuto nel decimo secolo.

E' la galassia simile alla nostra più vicina a noi e, naturalmente, è molto osservata. Si sono scoperti centinaia di ammassi globulari e molte stelle variabili, tra le quali molte Cefeidi e la supernova del 1885 ora chiamata S And, che raggiunse la magnitudine 6.

Per individuaria, si consideri l'allineamento citato all'inizio, ma giunti alla stella beta And, si giri ad angolo retto verso nord-ovest: si incontra prima la stella mu And di magnitudine 3,9 poi la ni And di magnitudine 4,4. Un grado e mezzo ad ovest appare la galassia, come una nebulosità allungata in direzione NE-SW.

Solo la fotografia, e con grandi strumenti, ne rivela appieno la struttura di aggregato stellare e materia interstellare luminosa ed oscura, con diversi bracci di spirale. La distanza è valutata in due milioni ed un quarto di anni luce; ciò vuoi anche dire che noi la vediamo come era due milioni ed un quarto di anni fa.

Fu solo nel 1923 che Hubble vi scopri diverse variabili pulsanti cefeidi col nuovo telescopio di 2,5 metri di Monte Wilson.

Per loro tramite se ne determinò la distanza e si rivelò che M31 era un oggetto extragalattico; si dava così un taglio netto alle dispute sulla natura delle nebulose a spirale. Inoltre, nel 1953, Walter Baade, usando il nuovo telescopio di 5 m di Monte Palomar, annunciava la scoperta di due diverse popolazioni stellari in quella galassia, una giovane ed una vecchia; le Cefeidi appartenevano ad entrambe le popolazioni, ma quelle giovani, a parità di periodo di pulsazione, erano in media 1,5 magnitudini più luminose delle altre.

Si riconobbe allora che le cefeidi usate per determinare la distanza di M31 erano quattro volte più luminose di quanto si era creduto sino ad allora: la conseguenza fu che le distanze dovevano venire raddoppiate, raddoppiando così pure le dimensioni reali della galassia, che risultarono dello stesso ordine della nostra.

M31 presenta quattro galassie nane satelliti, due circa 7° a nord in Cassiopea e due angolarmente vicine ad essa, M32 ed NGC 203.

La prima ha forma allungata ed è già visibile con un binocolo come un batuffolo luminoso, il che la fa distinguere da una stella di magnitudine 7 posta 15' a SSW; la seconda è circa 35' a nord-ovest di M31 ed è più debole.

NGC 752 è un largo ammasso aperto, meno di un grado a nord-est di 56 And e piuttosto vecchio. Citiamo ancora NGC 891, un bell'esempio di galassia spirale vista di taglio, molto più spettacolare in fotografia, dove spicca la materia oscura lungo tutto il piano equatoriale.