Il Cigno è in assoluto una delle costellazioni più belle del cielo, è ricca di innumerevoli oggetti celesti ed è posta praticamente allo zenit durante il periodo estivo, quello che più si presta per l'osservazione praticata dalle persone comuni. Essa segue ad ovest la Lira (con la luminosissima Vega) e la costellazione si evidenzia per la tipica forma a croce (il corpo
del cigno), individuata dalle cinque stelle principali e anche piè luminose). Esse sono disposte lungo la Via Lattea
ed alla sommità della croce si trova Deneb (l'alfa di magnitudine 1,3), nome che significa "la coda" (N.d.R.: del cigno).
All'intersezione dei due bracci si trova Sadir (la gamma di magnitudine 2,3), conosciuta pure col nome di Schedir,
nome che significa "lo sterno", mentre le due braccia vengono identificate dalla delta a nord-ovest e
dalla epsilon (
Gienah, che significa "l'ala") a sud-est. All'estremità opposta rispetto a quella di Deneb si trova la beta (Albireo, "l'uccello"), la più bella doppia visuale di tutto il cielo. Le ali vengono definite da altre stelle più deboli: dalla parte della delta ci sono la theta, la iota e la kappa (verso il Drago), mentre dalla parte della epsilon ci sono la zeta e la mu. La superficie della costellazione comprende un'area molto più vasta di quella descritta poc'anzi, ma le stelle che la delimitano sono poco appariscenti.
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
Sembrerebbe che i popoli antichi identificassero la costellazione nel famoso cigno, l'uccello del quale Giove assunse la
forma per sedurre Leda. Eratostene la nomina
così, ma Ipparco e Tolomeo ne parlano solamente come di un uccello.
Nel secolo X gli arabi la denominavano come "piccione" oppure come "gallina", al punto che questo nome rimase in uso per
parecchi secoli. Anzi, sembrerebbe che il nome Deneb derivi proprio da Dheneb-ed-Dagiageh, che vorrebbe dire "la coda
della gallina"; fu nel rinascimento che si riprese il nome del Cigno.
Ma, dato che la forma identificata dalle stelle più luminose è a croce, non stupisce se lo Schiller nel 1627 tentasse di cambiare l'antico nome pagano con la "Croce sostenuta da Sant'Elena", la madre di Costantino alla quale viene attribuito
il ritrovamento della Croce medesima, andata perduta per circa tre secoli. Ma alla fine prevalse il nome oggi in uso.
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
Alfa - Deneb, Mv=1,3, è di colore bianco e dovrebbe essere una delle più grandi stelle oggi conosciute; si stima che il suo diametro sia 60 volte quello del Sole e la sua luminosità circa 70.000 volte maggiore di quello della nostra stella. La sua distanza sarebbe di circa 1.600
anni luce; il suo spettro varia con un periodo di 11,7 giorni. Si ritiene che la sua emissione luminosa sia responsabile della visibilità della vicina nebulosa Nord America (NGC 7000), posta a circa 3° ad est di essa. I dati del programma Guide sono in parte diversi, ma sottolineano comunque la grandissima luminosità e l'elevata magnitudine assoluta (-8.7 ± 1.2).
Beta - Albireo, ha la magnitudine 3,09; il suo nome sembra essere dovuto ad una errata traduzione latina dell'Almagesto di Tolomeo, dato che tra gli arabi era nota con il nome di Al-Minhar-al-Dagiageh, che significherebbe "il muso della gallina". Questo nome appare attribuito anche ad altre stelle con lo stesso significato di "muso"; ad esempio ad Alfa Ceti, Epsilon Corvi e Sigma Hydrae. La stella venne scoperta doppia da Bradley nel 1755, ed è la più bella doppia visibile con piccoli telescopi: è composta da una stella principale, arancione, di magnitudine 3,1 ed una compagna azzurra di magnitudine 5,1, separate tra loro di ben 34", le quali offrono un magnifico contrasto
cromatico. le prime misure risalgono al 1832 e da allora non hanno mostrato segni di moto orbitale, ma si ritiene siano legate fisicamente. In aggiunta a ciò, la primaria mostra allo spettrografo che dev'essere doppia a sua volta, anche se è troppo stretta per venire risolta.
 Stelle Doppie (inferiori alla 7a magnitudine)
(oltre alla Beta Cigni)
Delta (19h 43,4m; +45° 00'), è piuttosto difficile da risolvere; è composta da una gigante bianca di m=3,0
con una compagna giallastra, sospetta variabile, separate di 2",4. La separazione tra le due componenti va
progressivamente aumentando, i calcoli
più recenti ne danno un periodo di rivoluzione di 828 anni.
Tau (21h 12,8m; +37° 49') ha una primaria bianca di m=3,9, con una secondaria gialla di m=6,5 attualmente a 0",8;
esse rivolvono in un periodo di circa 50 anni. La separazione è sempre piccola ed in questi anni sta diminuendo.
Mu (21h 41,9m; +28° 31') è anch'essa piuttosto difficile da separare, con le due componenti di m=4,7 e m=6,1,
entrambe giallastre, ora separate di 1",8. Il periodo di rivoluzione è di circa 508 anni.
Psi (19h 54,3m; +52° 18') è una doppia con la principale di m=4,9 e la secondaria m=7,4; la separazione supera i 3".
17 (19h 44,5m; +33° 37') è una doppia composta da una di m=5,1 ed una di m=8,6, separate di 26". Essa è fisicamente
legata ad un'altra stella doppia più debole, la Sigma 2576 (19h 43,6m; +33° 30') la quale presenta un moto orbitale col
periodo di 239 anni. Ora le componenti, due stelline arancioni di magnitudini 8,3 e 8,5, sono separate di 2".
61 (21h 04,7m; +38° 30') venne scoperta come doppia da Bradley nel 1753; è composta da due stelle arancioni,
una primaria di m=5,2 con una secondaria di m=6,0. Il Piazzi ne segnalò il notevole "moto proprio", che è di 5",22/anno
e la chiamò la "stella volante". Le prime misure della duplicità risalgono al 1812 e furono fatte da Bessel, il quale nel
1838 la scelse nel tentativo, riuscito, della determinazione della distanza delle stelle col metodo trigonometrico.
Egli potè determinare la parallasse della stella in 0",29, che corrisponde ad una distanza di 11,1 anni luce.
tra le stelle visibili ad occhio nudo è la quarta più vicina noi; è anche per questo motivo che il moto proprio è così
elevato. Sono stati numerosi anche i tentativi di calcolarne l'orbita che purtroppo non è ancora stata stabilita con
certezza: il periodo sembra essere sui 700 anni. L'analisi del moto relativo delle due componenti ha portato a sospettare,
nel 1942, l'esistenza di un terzo membro del sistema. Esso rivolverebbe intorno al corpo principale in 4,9 anni e dovrebbe
trattarsi di una stella molto piccola.
Sigma 2671 (20h 17,2m; +55° 14') ha una primaria di m=6,0 con una secondaria di m=7,4 a 3",5.
Sigma 2762 (21h 06,5m; +30° 00') è composta da una primaria di m=6 con una secondaria di m=8 distanti 3";
una componente è la variabile V389, la quale mostra due periodi di variabilità.
Sigma 2578 (19h 43,8m; +35° 58'), è una doppia abbastanza facile, composta da una stella di m=6,5 ed una di m=7,0,
separate di 15".
16 (19h 40,5m; +50° 24') è una doppia facile, a sud-ovest della iota, con la primaria m=6,6 e la compagna (a 39")
di m=6,8.
Sigma 2486 (19h 10,8m; +49° 46') ha una primaria di m=6,6 con una secondaria di
m=6,8 a 8",4; si individua ad ovest della theta, ai confini col Drago.
Stelle Variabili (inferiori alla 6a
magnitudine; sono solamente alcune delle oltre 1.500 variabili)
Chi (19h 48,8m; +32° 47') è la più importante tra le variabili di tipo Mira, perchè mostra un'ampia variazione di luce:
il massimo è, in media, sulla 4,5 (anche se può giungere alla 3,5) e il minimo arriva alla 13 (anche se può scendere fino
alla 14). Il periodo, mediamente, è di 407 giorni. Fu scoperta da Kirch nel 1867, ma la periodicità venne riconosciuta
dal Maraldi.
T (20h 45,2m; +34° 11') è variabile irregolare che varia tra 5,0 e la 5,5. Ha una compagna di decima a 10" fisicamente
legata ad essa, mentre un'altra di dodicesima si trova a 14" e sembra essere solo una compagna ottica.
W (21h 34,1m; +45° 09') è una semiregolare rossa che varia tra la 5,0 e la 7,6 con un periodo di 126 giorni.
DT (21h 04,4m; +30° 59') è una cefeide classica con un periodo di 2,5 giorni; la magnitudine varia tra 5,6 e 5,9.
X (20h 41,5m; +35° 24') è una cefeide classica con un periodo di 16,39 giorni; la magnitudine varia tra 5,9 e 6,9.
U (20h 18,1m; +47° 44') è una Mireide con un periodo di 462 giorni; la magnitudine varia tra 5,9 e 12,1.
AF (19h 28,7m; +46° 03'), è una semiregolare rossa che varia con un range di magnitudine compreso tra 6,1 e 8,4 in
un periodo di 94 giorni.
R (19h 35,5m; +50° 05'), è una rossa variabile di tipo Mira; varia dalla 6,1 alla 14,2 con un periodo di 426 giorni.
RT (19h 42,2m; +48° 39') è una rossa variabile di tipo Mira; varia dalla 6,4 alla 12,7 con un periodo di 190 giorni.
SU (19h 42,8m; +29° 09') è una cefeide classica, con un periodo di 3,85 giorni ed un'escursione di 0.7 magnitudini
(tra la 6,5 e la 7,2).
RS (20h 11,6m; +38° 35') è una semiregolare che varia tra la 6,5 e la 9,3 con periodo di 417 giorni.
V (20h 39,7m; +47° 58') è variabile rossa che varia tra 7,7 e 13,9 in 421 giorni.
31 (20h 12,1m; +46° 35') è una variabile ad eclisse che ha come componente principale una gigante arancione avente
un diametro pari a più di un centinaio di volte quello del Sole; è accompagnata da una stella azzurra, circa cinque volte
più grande del Sole, la quale viene eclissata ogni 10,4 anni dandoci importanti informazioni sulla struttura dell'atmosfera
della gigante fredda. A meno di 2' appare una compagna visuale di settima grandezza ed a 5',6 si osserva l'azzurra 30 Cygni,
di magnitudine 5.
32 (20h 13,9m; +47° 35') è un grado più a nord della "31". Assomiglia a quest'ultima come struttura; è un enorme
sistema binario formato da una supergigante arancione (forse 200 volte più grande del Sole) ed una compagna azzurra. Hanno
un periodo di 3,15 anni e le sua eclissi durano circa un mese.
Segnaliamo ora due oggetti peculiari:
P (20h 15,9m; +37° 53') è conosciuta anche come la 34 di Flamsteed ed è di magnitudine 4,9 e colore azzurro.
Nel 1600 fu osservata di terza grandezza, poi, alcuni anni dopo, scomparve alla vista per riapparire più volte sino a
stabilizzarsi intorno alla quinta grandezza. Oggi sappiamo che attorno ad essa esiste un inviluppo di gas in espansione, il
quale dà alle righe dello spettro un caratteristico profilo (detto appunto "Pi Cygni"), un combinato di emissione ed
assorbimento, assunto spesso come riferimento per stelle simili.
SS (21h 40,7m; +43° 21') è il prototipo, assieme a U Gem, di una classe di stelle dette "variabili cataclismiche"
(oggi conosciute pure come "Novae nane"). Essa presenta esplosioni ricorrenti del tipo nova, ma molto più ridotte come
ampiezza, ad intervalli di tempo variabili tra uno e tre mesi, che la fanno salire dalla dodicesima alla ottava magnitudine.
E' tenuta sotto osservazione sino dal 1896 ed oggi si sa pure che è una stella doppia, composta da una stella normale gialla
ed una compagna blu collegabile alle nane bianche. La sua classificazione è sdBe, cioè una sottonana azzurra con
righe spettrali in emissione. Il periodo di rivoluzione è di appena poco più di sei ore. Al minimo si riesce ad osservare
solo la stella gialla, mentre al massimo appare anche lo spettro della compagna nana. Dall'osservazione di altre stelle di
questa classe, appare certo che le esplosioni siano dovute primariamente al fatto che esse sono tutte stelle doppie con la
componente degenere (cioè collassata) che riceve materia dalla compagna e questo fatto è la causa delle ripetute esplosioni.
Ricordiamo che nel Cigno apparvero molte stelle novae: negli ultimi cent'anni se ne sono contate sette, di cui
sei sino a 60 anni fa. La nova del 1920 raggiunse la seconda magnitudine e l'ultima, nell'agosto 1975, arrivò alla 1,8 e fu
eccezionale per l'enorme variazione di luminosità che fu paragonata a quella di una supernova.
Nel Cigno c'è un altro oggetto particolare: CYG X-1, una delle più forti sorgenti d'energia emettente nel campo dei
raggi X. Venne proposta come il primo possibile buco nero osservato. Scoperta nel 1962 mediante le sonde spaziali,
nel 1972 fu osservata, assieme a molte altre, dai sensori del satellite Uhuru, lanciato dalla base spaziale italiana di
Malindi, al largo delle coste del Kenia. La sorgente allora mostrò una rapida variazione nell'emissione; la controparte
ottica, individuata in una stellina di nona magnitudine, è posta circa mezzo grado a nord-est della eta. Fisicamente è
una supergigante molto luminosa, calda, azzurra e risultò essere una variabile spettroscopica con un periodo di 5,6 giorni.
E' un sistema doppio, ma del quale non possono essere osservate le eclissi, data la particolare inclinazione del piano
orbitale. E' stata però evidenziata una forte corrente di materia che esce da questa stella e si dispone attorno alla
componenete invisibile. Ma dal moto come la gigante si muove, si è dedotto che questa compagna deve avere una massa pari a
sei volte quella del Sole. Questo valore è molto superiore al limite accettabile per una stella di neutroni, ultimo
resto di una stella dopo l'esplosione di supernova, ciò che rimane della stella dopo l'esplosione finale e che è stata
scoperta far parte di analoghi sistemi, in cui una componente emette radiazione X. Da ciò nasce il sospetto che il residuo sia
invece un buco nero il quale, proprio per la maggiore massa, non raggiunge mai l'equilibrio e l'enorme attrazione
gravitazionale impedisce persino alla luce di uscire da esso. Dalle applicazioni della teoria quantistica
sappiamo, grazie agli studi di Steven Hawking, che l'orizzonte degli eventi di un buco nero emette particelle
virtuali le quali, grazie a meccanismi di cattura gravitazionale delle antiparticelle emesse contemporaneamente, diventano
"reali", facendo quindi lentamente evaporare il buco nero.
Ammassi aperti
NGC 6811 (19h 36,7m; +46° 27') è un ammasso aperto di magnitudine globale 8,6 e le sue stelle si distribuiscono su
di una superficie con un diametro di 15' d'arco. Occorre uno strumento piuttosto grande per risolverlo in stelle.
NGC 6910 (20h 21,3m; +40° 37') è un ammasso aperto di magnitudine globale 7,7 e di diametro 13', a nord-est della
gamma. Non è molto ricco, ma si osserva qualche stella tra la settima e la decima.
NGC 6913 (M 29) (20h 22,2m; +38° 21') è un altro ammasso aperto e si trova circa 2° a sud di NGC 6910; venne scoperto
da Messier nel 1764. Ai piccoli telescopi si presenta poco spettacolare, con un gruppetto d'una dozzina di stelle sulla
nona magnitudine, distribuite su un diametro di circa 8' d'arco. Impiegando strumenti maggiori appaiono alcune stelle
più deboli; è fortemente oscurato dalla materia interstellare, dato che si trova molto lontano, all'incirca a 7.000 anni luce da noi.
NGC 7092 (M 39) (21h 30,4m; +48° 13') è un ammasso aperto di magnitudine globale 5,5 e quindi al limite della
visibilità ad occhio nudo; è alquanto disperso e le sue stelle si distribuiscono su di un diametro di 30'. Esso contrasta
poco col fondo delle stelle della Galassia, ma si riescono comunque a distinguere una ventina di stelle, anche con piccoli
strumenti ed a bassi ingrandimenti.
Immagine presa da Rolando Ligustri il 12 agosto 2005 durante la "Notte delle Stelle Cadenti". La stella più luminosa è Deneb
(Alpha Cygni), mentre alla sua sinistra si notano le nebulose a emissione Nord America (bene) e Pellicano (un po' meno visibile). In
basso adestra di Deneb si vede Sadr (gamma cygni), attorno alla quale ci sono molte nebulose a emissione. Le zone più chiare
dell'immagine sono le parti dense di stelle della Via Lattea, mentre quelle più scure sono addensamenti di nubi oscure (formate
principalmente da grani di polveri e gas). L'immagine è stata elaborata una seconda volta da Francesco Scarpa ed abbraccia un campo di 15x22,5 gradi.
Nebulose
NGC 6826 (19h 43,4m; +50° 24') è una nebulosa planetaria di magnitudine totale 8,8 e diametro di 27" x 24". Si trova mezzo grado
ad est della stella 16 Cygni (vedi stelle doppie sopra). La stella centrale è intorno alla undicesima magnitudine.
NGC 7000 (20h 37,0m; +44° 08') è la famosissima
Nebulosa Nord America, così chiamata per la sua peculiare forma. E' un complesso sistema di nubi stellari,
nebulosità diffuse e veli assorbenti; si estende per 100' x 120' a circa 3° ad est di Deneb, la quale, come detto nella
nota riferita alla stella, si ritiene essere una delle principali responsabili della sua luminosità.
E' preceduta dalla debole Nebulosa Pellicano (IC 5070) di cui la parte meglio visibile sta tra le stelle 56 e 57 Cygni.
NGC 7027 (21h 05,2m; +42° 02') è una nebulosa planetaria, verdazzurra, di magnitudine globale 9 e del diametro di 18" x 11".
Tutt'attorno a Gamma Cigni si scorgono altre nebulosità, meglio visibili nell'apposita pagine sulle nebulose del
sito: Gamma Cygni (nella fotografia di Francesco Scarpa)
e Gamma Cygni (nella fotografia di Enrico Perissinotto).
La "striscia" chiara, che si vede in tutte le immagini della costellazione, è la Via Lattea, la nostra galassia. In quella direzione
vediamo il disco della Galassia, quindi la parte più ricca di materia (gas e polveri), ma anche di molte nebulosità (sia luminose che oscure).
Nella costellazione sono pure presenti molti radianti meteorici, che generano le "stelle cadenti" (meteore).
Per visionare l'apposita pagina cliccate qui.
Quest'immagine ha una dimensione di 885 x 1273 pixel; è a 16,8 milioni di colori ed occupa originariamente 3,2 MB, compressi a 400 KB. |
