Nell'immagine si vede la costellazione dell'Auriga (Auriga), detta anche Cocchiere, visibile quasi tutto l'anno, per la latitudine +46°. In parte viene attraversta dalla Via Lattea ed è riconoscibile dal pentagono di stelle composto dalla alfa (Capella), beta (Menkalinan "la spalla del cocchiere"), theta, iota e beta Tauri (El Nath). Curiosamente, la gamma dell'Auriga non esiste più: essa è proprio la beta Tauri; la definizione di gamma rimase fino al 1603, quando il Bayer la riportò nel proprio catalogo.

La maggior parte dei dati sono stati tratti dalla rubrica sulle costellazioni curata dal Prof. Bruno Cester sulla rivista l'Astronomia (che ringraziamo).

La Mitologia

Essendo una delle costellazioni più antiche, la sua mitologia ha origine nell'antica Grecia; rappresenta un uomo che tiene sul braccio sinistro una piccola capra, mentre con la mano destra impugna una frusta. Sotto la capretta (identificata da Capella) si trovano altre tre caprette, (identificate dalle stelle zeta, epsilon ed eta). L'ambientazione bucolica dell'insieme può forse suggerirci i motivi della sua mitologia. La versione maggiormente accreditata la rimanda alla mitologia di Giove e di Amaltea, ma il "Cocchiere" si trova pure nell'Almagesto di Tolomeo e nella mitologia araba. La frusta del cocchiere viene identificata con le dieci stelle psi 1-10, poste sul limitare della costellazione con i Gemelli e la Lince.

Le coordinate sono al 1950.00 quelle precise al decimo di minuto d'arco; le altre, ove è stato possibile rintracciarle, sono al 2000.00. Appena possibile si procederà al cambio al 2000.00 di tutte.

Gli Oggetti Astronomici più interessanti

Stelle Doppie (inferiori alla 6^a magnitudine)
Alfa - Capella (5h 13,0m; +45° 57"), è la sesta stella più luminosa del cielo (+0.06) e dista 45 anni luce; mostrando due spettri è una doppia spettroscopica (separazione 0".05; periodo 104 giorni; distanza tra le due componenti circa 120.000.000 Km.). La primaria è una gigante gialla (2.67 Ms-masse solari), mentre la secondaria dovrebbe essere abbastanza simile (dato che ha una massa di 2.55 Ms). A 12" di distanza da Capella c'è un'altra doppia (magnitudini m=10.2 e m=13.7, separate di 3") che segue la stessa direzione dell'alfa.
Theta (5h 56.3m; +37° 13') ha una primaria bianca di m=2.7 con una secondaria gialla di m=2.7 a soli 3"; la terza è di m=11 a 52", ma forse è solamente prospettica.
Tau (5h 45,7m; +39° 10') è una tripla, con la primaria m=4 e le due compagne (a 40" e 50") di m=12.
Ni (5h 48,0m; +39° 38'), la n° 32 del catalogo di Flamsteed, è una stella arancione di m=4 con una compagna di m=9 a 55" di distanza.
Omega (4h 55,9m; +37° 49'), la n° 4 del catalogo di Flamsteed, è composta da due stelle (m=5.1 e m=7.9, separate di 5").
14 (5h 12,1m; +32° 38') è una tripla composta da una di m=5.2 e una di m=8.1, separate di 14", con una terza di m=11.3 a 10" a nord.
26 (5h 35,4m; +30° 28') è una tripla con la principale binaria stretta di m=5.6 e la secondaria m=8.6.

Stelle Variabili (inferiori alla 6^a magnitudine)
Beta - Menkalinan (5h 55,9m; +44° 57'), il cui nome significa "la spalla del cocchiere", è una doppia ad eclisse (con eclissi parziali) composta da due stelle bianche, con un range di magnitudine compreso tra 1.90 e 2.01, periodo di 3.96 giorni e componenti strette (meno di 15 milioni di km.). Le due compagne visuali sono di m=14 (a 13") e di m=10 (a 3').
Epsilon (4h 58,4m; +43° 45'), supergigante m=3.0, doppia ad eclisse con un periodo di 27 anni; fa parte della classe delle VV Cephei. L'eclisse dura due anni, con uno di totalità; la magnitudine al minimo scende a 5.8. E' stata studiata da Steno Ferluga e Margherita Hack, i quali hanno interpretato la discesa al minimo, come l'occultazione della stella da parte di uno spesso disco di polveri. Si rimanda agli articoli pubblicati sull'argomento.
Zeta (4h 59,0m; +41° 0') è una variabile ad eclisse, scoperta alla fine dell'800. Ha un periodo di 2.66 anni ed è composta da una stella calda di colore azzurro, con massa=4Ms, e da una secondaria supergigante di colore arancione, con un diametro di circa 150 milioni di Km. La secondaria eclissa periodicamente la stella più luminosa, determinandone le oscillazioni di luminosità. L'atmosfera di dimensioni gigantesche ne determina però un'eclisse molto lunga, che inizia quando gli strati più esterni della stella arancione iniziano ad attenuare la luce della primaria; ma, essendo estremamente rarefatti, la luce della primaria continua ad arrivarci, anche se sempre più affievolita ! Solo dietro le parti più dense dell'atmosfera della secondaria, la luce della calda primaria viene occultata completamente. Questa situazione permette di poter studiare spettroscopicamente le parti esterne della secondaria, indagando la composizione chimica e la struttura della stella gigante fredda. L'eclisse dura circa tre mesi, con un mese di eclissi totale della primaria; la perdita nel visuale è contenuta: dalla 3.76 scende alla 3.91, mentre nel blu e, soprattutto, nell'ultravioletto, la diminuzione è molto più significativa.
48 (6h 25,4m; +30° 32') e identificata anche come RT Aurigae; è una supergigante luminosa del gruppo delle "Cefeidi Classiche", scoperta all'inizio del secolo (1905). Ha un periodo di 3.73 giorni ed un'escursione di 0.8 magnitudini (tra la 5.0 e la 5.8). Come per la stella prototipo, la variazione della luminosità è imputabile ad una modificazione fisica delle dimensioni della stella; la pulsazione (contrazione con successiva espanzione degli strati superficiali) fa variare la superficie complessiva d'irraggiamento dell'astro. E' distante circa 1600 a.l.
46 (6h 21,0m; +49° 19') è identificata anche come Psi 1; è una variabile irregolare rossa, con variazione tra la 5.0 e la 6.1.
UU (6h 33.1m; +38° 28') è una semiregolare rossa, con periodo di 235 giorni; varia tra la 5.1 e la settima magnitudine.
AE (5h 13,0m; +34° 15') è una stella calda variabile tra la magnitudine 5.4 e la 6.1, in maniera piuttosto strana ed irregolare. E' pure la sorgente che eccita una diffusa nebulosità che l'avviluppa ma, fatto piuttosto peculiare, sembrerebbe che sia la stella ad essere entrata in un secondo tempo nella nebulosa, proveniendo da tutt'altra area di spazio. Quindi i due oggetti non sono nati assieme, anzi sembrerebbe che la stella provenga addirittura dalle vicinanze della M 42, la Nebulosa di Orione. Questo tragitto sembrerebbe averlo compiuto in circa 2.7 milioni d'anni, come altre due stelle: mu della Colomba e 53 dell'Ariete.
WW (6h 26,2m; +32° 30') è un'altra binaria ad eclisse, composta da due stelle simili di colore bianco; ha un periodo di 2.53 giorni e varia tra le magnitudini 5.5 e 6.2.
17 (5h 15,0m; +33° 43') è conosciuta anche come AR ed è una binaria ad eclisse con un periodo di 4.14 giorni; la magnitudine varia tra 5.8 e 6.5.

Ammassi Aperti
Questa zona di cielo, attraversata dalla Via Lattea, è ricca di ammassi aperti, con una dozzina di essi. I più importanti sono M 36, M 37 e M 38, i quali, con NGC 1857, sono disposti ad arco nel mezzo del pentagono dell'asterismo.
M 36 - NGC 1960 (5h 36m; +34° 08') venne scoperto assieme a M 38, nel 1749. E' situato 3° a SE di M 38. Contiene circa una decina di stelle di nona magnitudine, tutte azzurre, in un'area di 12' di diametro, assieme a numerosissime altre via via più deboli (fino alla distanza di 16'). La magnitudine complessiva è di 6.0 e dista oltre 4.000 anni luce.
M 37 - NGC 2099 (5h 49,0m; +32° 33') è esterno al pentagono identificativo della costellazione. E' situato a metà della congiungente theta Auriga - beta Tauri. Scoperto da Charles Messier nel 1764 è forse il più bello degli ammassi della costellazione; ha una mgnitudine complessiva di 5.8 comprendendo un centinaio di stelle distribuite entro un diametro di 24' d'arco, anche se il numero totale delle stelle dell'ammasso è, probabilmente, di parecchie centinaia. Una dozzina di stelle sono vecchie stelle rosse, quindi si pensa che sia il più vecchio degli ammassi luminosi della costellazione. Dista circa 4.000 anni luce.
M 38 - NGC 1912 (5h 29m; +35° 50') venne scoperto nel 1749 e si trova un po' sotto il centro del pentagono. La magnitudine complessiva è 6.4 e comprende circa un centinaio di stelle, principalmente azzurre, con un diametro di 21' d'arco. Dista oltre 4.000 anni luce.
NGC 1857 (5h 16,6m; +39° 18') è situato a circa 1° a SSE della lambda. La sua estensione abbraccia un diametro di circa 9' d'arco e comprende una quarantina di stella dall'ottava magnitudine in su.
NGC 2281 (6h 45,8m; +41° 07') ha una magnitudine fotografica di 7.2 e le sue stelle si distribuiscono su di una superficie circolare con un diametro di circa 15' d'arco. Quindici stelle sono piuttosto brillanti e sembrano distribuirsi su tre rami.

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