Messier 5 e le sue Variabili

di Leos Ondra 
         "Una massa sublime, un sollievo dei sensi dopo

                    la ricerca degli oggetti deboli"

                                         Admiral Smyth

Le più vecchie stelle conosciute sono sopravissute principalmente in quelle ricche e meravigliosamente simmetriche formazioni chiamate ammassi globulari di stelle. A differenza degli ammassi aperti o delle associazioni di stelle OB calde e massive, che apparentemente si sono formate da poco, gli ammassi globulari sono nati contemporaneamente o poco dopo la nascita della Galassia, circa 16 miliardi di anni fa. Questa non vale come regola generale, poiché ci sono anche galassie come la Grande Nube di Magellano o la strana NGC 1275 in Perseo, dove sono stati osservati ammassi di questo tipo blu e luminosi, quindi giovani . Nella Via Lattea comunque, sono dei fossili viventi di una specie piuttosto rara. Nonostante gli astronomi li conoscano sin dall'antichità (Omega Centauri viene riportato come stella da Tolomeo), sono solo 150 gli esempi noti e compresi negli elenchi attuali.

Uno dei gioielli che arrivano con le costellazioni primaverili è il mio favorito: Messier 5 (NGC 5904). E' di luminosità almeno pari al famoso M13 in Ercole, è più attraente nei grandi telescopi, ha una storia più ricca e tra le sue stelle è possibile trovare alcune variabili la più brillante delle quali è facilmente visibile con un binocolo 25x100mm.

[Posizione di M5 su Uranographia] Gli onori della prima volta

Tutto ha inizio con una piccola indiscrezione: guardare nel diario di una donna è certamente improprio ma se non fosse per gli storici dell'astronomia che lo fecero, non avremmo mai saputo il vero scopritore di M5.

L'ammasso entrò, naturalmente, a far parte del catalogo di Messier. Nella sua ultima versione [1] scrive: "Bella Nebulosa scoperta tra la Bilancia ed il Serpente, vicino alla stella del Serpente di sesta magnitudine, la n. 5 nel catalogo di Flamsteed: non contiene stelle, è rotonda e può essere osservata molto bene con cielo limpido ed un telescopio ordinario (per es. rifrattore acromatico) di un piede (30 cm di lunghezza focale)". Messier lo riporta sulla mappa delle comete del 1763 - Mem. Acad. anno 1774, p. 40. "Riosservato il 5 settembre 1780, il 30 gennaio 1781 ed il 22 marzo." [2]

Charles Messier scopre l'ammasso globulare il 23 maggio 1764. Ciononostante, il real cacciatore di comete del re Luigi XV non fu il primo mortale ad osservarlo. Il merito della scoperta va attribuito infatti, all'astronomo tedesco Gottfried Kirch (1639 - 1710). Kirch iniziò la carriera di astronomo come assistente di Hevelius, ma in seguito lavorò indipendentemente, divenendo direttore dell'Osservatorio di Berlino. Ben conosciuta è la sua aggiunta alla lista delle stelle variabili (assai breve nel 1685): la variabile tipo Mira Chi Cygni, così come la scoperta della spettacolare cometa del 1680.

Relativamente a quelli che sono noti come oggetti del cielo profondo, Kirch scoprì l'ammasso aperto M 11 in Ganimede (l'odierno Scudo). Questa scoperta gli diede ampia notorietà e fu menzionata negli elenchi di nebulose compilati in seguito. Il manoscritto originale, compreso un disegno, è stato ristampato e commentato in un'eccellente serie di articoli da Kenneth Glyn Jones. [3]

Contrariamente alla sua fama, sembra che l'attribuzione a Kirch della scoperta di M5 non gli sia stata riconosciuta per molto tempo. Probabilemte ciò è dovuto alla intima natura della fonte da cui proviene la notizia della scoperta: il diario di Maria Margaretha, moglie di Kirch (riportata per la prima volta da Dreyer nel suo supplemento al General Catalogue di John Herschel [4]). Aveva appena scoperto la cometa del 1702, che fu in seguito osservata con attenzione da Gottfried. Mentre la stava cercando la notte del 5 maggio, incrociò una "stella nebulosa" prossima a 5 Serpentis. La notte successiva, l'esistenza di questo oggetto fu verificata da Maria Margaretha, che eseguì anche un disegno della regione. Il suo resoconto originale (in tedesco naturalmente) è riportato in un articolo di Helen Sawyer Hogg. [5]

Cartina per V 42 Tracciamone un ritratto

Il quinto oggetto del catalogo di Messier è facile da trovare nella Testa del Serpente (Serpens Caput), a metà della strada da Arturo ad Antares, ed a circa 0,5 gradi a nord della brillante 5 Serpentis. Fonti diverse, compresi gli studi più recenti, indicano magnitudini visuali totali dell'ammaso (V) divergenti. Webbink, nella sua raccolta di molte fonti originali [6] indica 5,69 mag; van den Bergh e Morbey [7] propendono per un valore leggermente differente: 5,58 mag (per confronto, le stesse fonti indicano rispettivamente 5,68 e 5,82 mag per M13). Con cielo puliti e scuri, l'ammasso M5 dovrebbe perciò essere visibile ad occhio nudo anche se, lo confesso, questo non lo posso confermare.

Con un binocolo gigante (25x100mm) il globulare è troppo splendido da descrivere e molto più brillante verso il centro. Circa un terzo del diametro totale (come è visibile nella visione distolta) è occupato da una parte centrale brillante che improvvisamente cambia in molti bordi come merlettati, pił deboli e diffusi. Stelle singole, con una sola eccezione, non sono discernibili. I membri pił brillanti raggiungono approssimativamente la magnitudine visuale 12,2.

Per godere di ulteriori dettagli di M5 ho utilizzato, con l'amico Jirka Dusek, un rifrattore Carl Zeiss di 15 cm, un telescopio che rende già possibile l'osservazione di molti particolari affascinanti di questa adunata di stelle. Con un ingrandimento modesto, appare nello stesso campo la stella doppia 5 Serpentis (ADS 9584). E' facile da risolvere perché la separazione angolare delle due componenti, estremamente differenti per luminosità (una brillante gialla-arancione di magnitudine 5,2 accompagnata da un'altra di mag. 11), raggiunge gli 11 secondi d'arco. La nota di Wilhelm Struve sulla sua osservazione di un presunto allungamento della componente principale, consegnata ai posteri grazie ad Admiral Smyth [8], è solamente una curiosità storica. Misurazioni micrometriche della coppia non hanno rivelato, dal momento della scoperta, alcun moto relativo ma il moto proprio comune abbastanza marcato è prova del collegamento fisico tra le due stelle.

L'ammasso globulare di per se è magnifico e dall'aspetto granulare a 60x. Piccole stelle solitarie sono disperse lungo i bordi ed una o due superano, per luminosità, le altre. L'ammasso è circolare ma, principalmente verso il quadrante nord-ovest, si protende un alone esteso che rende l'intero ammasso quasi di forma triangolare (così è stato visto da alcuni osservatori dotati di grandi binocoli e sotto i migliori cieli).

A 90x, il campo diviene ancora più scuro, e schiere di deboli stelle sembrano orlarne i tenui bordi. Alcune delle stelle più brillanti, osservate sotto un buon cielo, si stagliano frontalmente sul disco dell'ammasso. L'aumento dell'ingrandimento diminuisce la luminosità centrale consentendoci di vedere le stelle nella parte mediana ed un piccolo nucleo quasi stellare al centro. Decine di astri solitari disseminati in vaste regioni, formano piccoli gruppi e brevi catene di stelle.

Proseguire il viaggio nelle profondità di questo ammasso globulare primaverile richiederebbe strumenti notevolmente più grandi che sfortunatamente non sono a mia disposizione. Perciò ho consultato i libri di astronomia. Uno dei più importanti è stato pubblicato alla fine del 19esimo secolo da Emerson E. Barnard [9], che studiò visualmente le variabili in M5 con il più grande rifrattore mai costruito, quello di 1 metro dello Yerkes Observatory.

Barnard, nel corso della sua ricerca, non solo pose l'attenzione sulle caratteristiche delle variabili ma anche all'intero ammasso. Secondo l'autore "molto più bello di M13 in Ercole, che è adatto per aperture più piccole". Il gigantesco rifrattore rivelò anche alcuni dettagli importanti: "Una caratteristica di M5 scoperta con buon seeing, è un numero di macchie nere o buchi, non nella parte più densa ma a sud dove la precedono e la seguono. Nelle migliori condizioni osservative appaiono come masse nere che oscurano le regioni sullo sfondo". In un altro punto, Barnard scrisse: "Apparentemente, vicino alla met à dell'ammasso, si trova un gruppo di sei o sette piccole stelle luminose che in un piccolo telescopio sembrano formare il nucleo di M5". Probabilmente è questo il falso nucleo che abbiamo osservato con il rifrattore di 15 cm.

Parte centrale di M5 La storia delle variabili dell'ammasso

Alcuni osservatori che hanno visto Messier 5 con un binocolo 25x100, riferiscono della presenza di una brillante stella solitaria avvolta nel tenue bordo e distante 3 minuti d'arco dal centro in direzione sud-ovest. Nel corso di altre osservazioni però, non è stata trovata traccia della sua esistenza. Ciò è dovuto alla sua variabilità in quanto la luminosità della stella, la cui denominazione dell'Harvard Observatory è Variabile 42, cambia tra 10,6 e 12,1 magnitudini. Per quanto mi risulta, è la variabile più facile da stimare che si trovi all'interno di un ammasso globulare. In M5 si trova un'altra variabile che varrebbe la pena di osservare, se non fosse per un inconveniente. Per la posizione che occupa, la Variabile 84 (magnitudine visuale 10,8 - 12,3) si perde nel bordo dell'abbagliante parte centrale del nucleo dell'ammasso, ai bassi ingrandimenti necessari per effettuare la comparazione con altre stelle nello stesso campo. Per questa ragione abbiamo stimato solo la Variabile 42, ed i risultati sono visibili nel grafico.

Curva di luce di V42

I due dettagli sopraddetti, vennero entrambi aggiunti alle caratteristiche note dell'ammasso da D.E. Packer, che osservò M5 con un rifrattore Dyalite di 10 cm alla fine del secolo scorso. Confrontando i risultati delle osservazioni effettuate il 22 aprile ed il 14 maggio del 1890, notò il cambiamento di una piccola stella (#42) e, dopo una ricerca, trovò delle osservazioni effettuate in precedenza datate 31 maggio 1889. [10] Un anno dopo, Packer annunciò la scoperta della Variabile 84. [11]

Una bella carta completa di entrambe venne pubblicata da Coutts e Sawyer Hogg del David Dunlap Observatory. [12] Le variabili, appartenenti a stelle del tipo W Virginis, altrimenti chiamate Cefeidi di Popolazione II, un genere di supergiganti luminose ed evolute. I cambiamenti di luminosità di queste stelle riflettono la loro pulsazione ed un graduale allungamento o abbreviamento del periodo, se rilevato, potrebbe fornirci informazioni sull'evoluzione stellare. Per quanto riguarda la Variabile 42, gli astronomi canadesi riferiscono che la sua pulsazione mantiene una rigorosa regolarità di 25,738 giorni dall'anno 1895, quando Solon I. Bailey ottenne la prima immagine utilizzabile di M5. Per contro, il periodo della Variabile 84, oggi di 26,42 giorni, è cambiato drammaticamente. Per esempio, negli anni '50 aumentò bruscamente di 0,2 giorni. Questa particolarità non sembrerebbe peraltro associata all'età della stella stessa.

[M5 CMD] I frutti dell'albero della conoscenza

Per imparare qualcosa sull'evoluzione delle stelle in un ammasso globulare, è molto utile tracciare in un grafico la relazione tra magnitudine visuale (V) e indice di colore (B-V) per ogni singola componente. Se lo facciamo per M5, otteniamo un'immagine che assomiglia ad un vecchio albero di mele distorto, con solo due rami (vedi figura).

La parte più bassa del tronco è formata dalle stelle della sequenza principale (A), dove si compie la trasformazione chimica fondamentale dell'universo ossia la conversione, nel loro nucleo, dell'idrogeno in elio. L'idrogeno, nelle reazioni termonucleari è un combustibile efficiente, per una stella è quindi possibile amministrarlo per un lungo tempo. Nulla però dura in eterno. Una volta che il nucleo "combusto" raggiunge 1/10 della massa totale, la stella dà inizio ad una ricostruzione del nucleo nella speranza che anche l'elio possa "accendersi". Il nucleo si restringe e la temperatura aumenta, mentre un guscio di idrogeno "brucia" producendo energia ed espandendo gli strati esterni della stella. Nel diagramma colore-magnitudine, la stella lascia la sequenza principale e si dirige prima verso la regione delle subgiganti (la parte superiore del tronco, sopra la curva) ed in seguito verso destra, lungo il ramo quasi verticale dell'albero chiamato ramo delle giganti rosse (B).

Stelle più massive, che evolvono più rapidamente, concludono l'esistenza in questa parte del diagramma con l'accensione esplosiva del nucleo di elio (in C), esplosione che rimane però ben nascosta all'interno della stella. Nel ramo sinistro, chiamato il ramo orizzontale (D), possiamo trovare un gruppo di stelle più evolute, che hanno già trasformato l'elio in carbonio. La continuità della sequenza su questo ramo è interrotta dallo spazio di Schwarzschild (E), dove troviamo solo le stelle variabili di tipo RR Lyrae, che non possono essere rappresentate da un punto solo e quindi generalmente vengono omesse. che non può essere rappresentato da un punto solo e quindi generalmente viene omesso.

A volte, il nucleo di elio viene utilizzato come fonte di energia e la stella diviene nuovamente una gigante. In questa fase, le reazioni termonucleari avvengono in due gusci separati che circondano il nucleo inerte di carbonio: il vecchio guscio di idrogeno e, quello più interno, di elio. Nel diagramma le stelle si trovano in quello che viene chiamato ramo delle giganti asintotiche (poco a sinistra del ramo delle giganti rosse e parallelo ad esso). Queste stelle perdono massa velocemente e si ritiene siano le antenate delle nebulose planetarie. La delicata bolla di una planetaria perlatro è un brevissimo episodio della vita di una stella. Fuori dalla portata dei CCD, quello che rimane è solo il nucleo progenitore della nebulosa, una subnana calda che evolve velocemente in una nana bianca degenerata, troppo debole per essere inclusa nel diagramma (sotto la freccia F).

Nel corso del cammino all'interno del diagramma colore-magnitudine, una stella può entrare in una regione ben definita chiamata fascia di instabilità. Qui i suoi strati esterni acquisiscono una proprietà importante: un flusso continuo di energia dall'interno li rende pulsanti, cambiandone il diametro e la temperatura. Le stelle RR Lyrae nello spazio di Schwarzschild segnano il confine dove la fascia di instabilità attraversa il ramo orizzontale, e le variabili W Virginis non sono altro che astri del meraviglioso paese delle stelle pulsanti in una fase ancora più avanzata dell'evoluzione. La durata del periodo di pulsazione dipende dalla densità media della stella variabile e rappresenta un ottimo strumento degli astronomi per studiare direzioni e velocità dell'evoluzione determinabili, per una certa fase, con maggiore precisione rispetto alle magnitudini V o B.

Un veloce intruso ed un ammasso finito

Vorrei concludere questo articolo da alcune frasi relative ai sorprendenti risultati che ho letto in una lettera inviatami recentemente da Kyle Cudworth dello Yerkes Observatory. [13]

Nel cielo c'è un altro ammasso globulare vicino ad M5, denominato Palomar 5 e notato per la prima volta da Walter Baade sulle lastre prese con la camera Schmidt di 1,2 m, ben prima della famosa "sky survey". Pal 5 è abbastanza simile agli altri ammassi trovati nella POSS (Palomar Observatory Sky Survey): poco concentrato, con bassissima luminosità superficiale e poca massa. Sarebbe ovvio aspettarsi che il ricco e denso Messier 5 fosse relativamente vicino (25.000 anni luce dal Sole), confinato nelle regioni interne della Galassia mentre Palomar 5, povero, evanescente e lontano (70.000 anni luce), si trovasse adesso alla periferia della Via Lattea.

Invece, approfonditi studi sul moto proprio cui Cudworth ha preso parte, dimostrano il contrario. Messier 5 si muove, relativamente al centro della Galassia, ad una velocità estremamente alta, circa 500 chilometri al secondo, un valore paragonabile a quello della velocità di fuga. "Sembrerebbe", fa notare Cudworth, "che M 5 appartenga ad un alone esterno e sia in rapido passaggio nell'alone interno". Palomar 5 è risultato estremamente vicino all'apogalattico (il punto della sua orbita più vicino al centro galattico) e probabilemnte è al suo ultimo, o penultimo, ciclo orbitale prima della cattura, ormai prossima, da parte delle forze mareali del disco galattico.

Riferimenti:


 [1] Messier, C., 1784, Connoissance des Temps for 1787, Parigi, p. 239

 [2] Glyn Jones, K., 1969, Journal of the BAA 79, 359

 [3] Glyn Jones, K., 1968, Journal of the BAA 78, 367

 [4] Dreyer, J. L. E., 1878, Trad. Roy. Irish Acad. 26, 397

 [5] Sawyer Hogg, H., 1949, Journal of the RASC 43, 45

 [6] Webbink,  R. F., 1985,  in "Dynamics of  Star Clusters", IAU  Symp.

     113, ed. J. Goodman e P. Hut (Dordrecht, Reidel), p. 541

 [7] Van den Bergh, S. e Morbey, C., 1991, Astrophys. J. 375, 594

 [8] Smyth,  W.  H.,  1844,  "The  Bedford  Catalogue", John W. Packer,

     London, p. 339

 [9] Barnard, E. E., 1898, Astron. Nachr. 147, 243

[10] Packer, D. E., 1890, Sidereal Messenger 9, 381

[11] Packer, D. E., 1891, Sidereal Messenger 10, 107

[12] Coutts, C. M. e Sawyer Hogg,  H., 1977, Journal of the RASC 71,

     281

[13] Cudworth,  K.,  1992,  bozza  (resa pubblica in "Galaxy

     Evolution: The Milky Way Perspective", Conf. ASP Ser., ed. S. Majewski)

Immagini:

  1. Posizione di M5 nell'atlante di Hevelius, Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia (1690)
  2. Mappa per l'identificazione della Variabile 42 in M5
  3. Parte centrale di M5 con le Variabili #42 ed #84
  4. Grafico Magnitudine visuale V - Indice di colore B-V di M5
  5. Curva di luce della Variabile 42.
(Versione: 15 giugno 1994)

Appendice -- note e problemi aperti:

Ringrazio anticipatamente per qualsiasi aiuto, informazione, commento e correzione e, cieli sereni!

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Edizione italiana a cura di Mario Farina (Mario.F@mclink.it)

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