Lira

La lira è una piccola costellazione, dato che copre 286 gradi quadrati; la si individua sul bordo occidentale della Via Lattea, ad ovest del Cigno, tramite la sua stella più brillante, Vega, la alfa. È ben osservabile da maggio ad ottobre ed anzi, alle nostre latitudini, nei mesi estivi è praticamente allo zenit.

Le sue origini sono molto antiche; si dice che si volle portare in cielo la lira inventata da Ermete (il dio Mercurio dei Romani) e che successivamente passò nelle mani di Orfeo; secondo Plinio, è la stella Arpa; per gli arabi del Medioevo era l'Arpa Fenicia, ma Arato prima l'aveva chiamata "il guscio della tartaruga", dalla leggenda che

Ermete avesse creato la prima lira, o cetra, usando appunto la corazza vuota di una tartaruga. La costellazione ebbe pure il nome di "avvoltoio in picchiata" e le raffigurazioni spesso mostrarono un avvoltoio che tiene una lira. Del resto, il nome della stella Vega sembra derivi da quest'ultima interpretazione, dato che alcuni ritengono che il suo nome provenga da Al Nasr al Vaki che avrebbe lo stesso significato. Ad aumentare l'incertezza, il nome Sceliak della beta Lyr avrebbe secondo alcuni il significato di "arpa bizantina" e secondo altri di "tartaruga". È abbastanza giusto iniziare la descrizione della costellazione dalle sue stelle più significative: alfa Lyr, Vega, è la quinta stella più luminosa di tutto il cielo: con Deneb (alfa Cyg) ad oriente ed Altair (alfa Aql) a sud, costituisce il "grande triangolo" dei mesi estivi: la sua magnitudine apparente è 0,04 ed ha colore bianco; dista da noi circa 27 anni luce. A causa della precessione degli equinozi, cioè del lento spostamento dell'orientamento dell'asse di rotazione terrestre nello spazio,

Vega fu la Stella Polare circa 14 mila anni fa e lo diverrà di nuovo tra 12 mila anni. Per di più, il Sole col suo codazzo di pianeti si sta muovendo con la velocità di circa 30 km/s approssimativamente nella sua direzione (apice solare).

Il metodo interferometrico ha permesso anche di misurare il diametro angolare della stella (cioè l'angolo sotto il quale viene visto il diametro reale dalla Terra) ed il risultato è 0",0037 !

Nota la distanza, si deduce che il diametro reale è circa tre volte quello del nostro Sole. Ricordiamo infine che Vega fu la prima stella ad essere fotografata all'Osservatorio di Harvard.

La seconda stella della costellazione per luminosità apre anche il capitolo delle stelle variabili: è la stella beta Lyrae, la variabile ad eclisse che è divenuta il prototipo d'una classe di cedeste stelle, detta delle Liridi. La sua luminosità varia con continuità, dal massimo (magnitudine 3,25) al minimo principale (4,36) per risalire e poi scendere verso il minimo secondario (magnitudine 3,8) per risalire ancora e chiudere il ciclo in 12,9 giorni.

In realtà, il sistema di beta Lyr non è facilmente interpretabile; la primaria è una stella biancazzurra, ma la compagna è ancora da chiarire cosa sia: è probabile che una gran quantità di materia sfugga dalla primaria, inviluppi la secondaria su cui in parte cade, mentre parte esce dall'intero sistema nello spazio.

La beta Lyr è pure una doppia, larga; una compagna di 8,5 è visibile a quasi 46" di distanza.

L'altra attrattiva della Lira sta nella doppia-doppia epsilon¹'² : è un grado e mezzo a nord-ovest di Vega; con un binocolo si distinguono le due componenti, dato che sono separate di 3',5. Al telescopio, poi, si capisce che ciascuna a sua volta è doppia, in lentissimo moto orbitale. Anche la zeta Lyr, pure vicina a Vega, ma da sud-ovest, risulta essere una doppia larga: le sue componenti bianche, di magnitudine 4,4 e 5,7 sono separate di 44". Le componenti di ni Lyr, a sud della beta Lyr, sono già visibili staccate nel binocolo, mentre facile è pure eta Lyr, perché la primaria, di 4,4 ha una compagna di ottava a 28'.

Tra le stelle variabili ecco la 13 Lyr, ora nota come R Lyr, rossa variabile semiregolare tra 3,9 e 5,0 in circa 46 giorni; pure luminosa è la XY Lyr, variabile irregolare tra 5,8 e 6,4.

Tra gli oggetti non stellari, due appaiono essere interessanti: il primo è M56, un ammasso globulare, situato nella parte sud-est della costellazione, tra beta Cyg e gamma Lyr; è un oggetto abbastanza brillante (magnitudine 9) ed ha un diametro di circa 2'. Scoperto da Messier nel 1779 e da lui classificato "nebulosa senza stelle", venne risolto in una miriade di stelline cinque anni dopo da W. Her-schel.

Passiamo ora al secondo oggetto: è M57, la famosa "Nebulosa Anulare", cioè una nebulosa planetaria; così la giudicò l'astronomo Darquier che nel 1779 la scoprì e ne descrisse l'aspetto di disco, grande come Giove e somigliante ad un pianeta. Si localizza tra le stelle beta e gamma, un po' più vicina alla prima.

Le sue dimensioni angolari sono di 80"x60" e la magnitudine intorno alla nona. Al centro si vede una stellina di magnitudine 14, molto calda, responsabile principale della luce emessa dal gas di cui la nebulosa si compone a bassissima densità.

Si ritiene che essa sia stata espulsa dagli strati superficiali della stella, la quale ora non potrebbe più produrre energia termonucleare e dovrebbe terminare la sua esistenza come nana bianca. Si è misurata pure la velocità con cui la nebulosità si espande e, supponendo che sia rimasta costante sin dall'inizio, si calcola che l'espulsione sia avvenuta intorno ai 20 mila anni fa.