Un’altra piccola costellazione, il Triangolo è riconoscibile nel cielo autunnale disponendo di cieli bui sotto la parte orientale di Andromeda. Al suo interno un gioiello del profondo cielo: la galassia M33.
Triangolo
Triangulum – Tri
(credit: l’Astronomia, 1983)
Piccola costellazione che copre soli 132 gradi quadrati, posta a sud-est della congiungente delle due stelle beta–gamma di Andromeda ed il corrispondente allineamento con quelle dell’Ariete, poste più a sud. È individuata da tre stelle di terza magnitudine, la alfa, la beta e la gamma, disposte a formare un triangolo isoscele allungato. È una costellazione molto antica ed è citata sia dai Greci (Deltoton) che dai Romani (Triangulum) e dagli Arabi (Al Muthallath), sempre col medesimo significato di oggi. Nel Medio Evo ed anche più recentemente, nella medesima plaga di cielo vennero riportati due triangoli: il Maggiore per il quale la base (stelle beta e gamma) venne allungata al di la della gamma sìn’oltre la stella numero 11 ed il Minore, a sud del precedente, il quale congiungeva grosso modo le stelle numero 6, 10 e la coppia 12 e 13. Ma la forma più antica è sicuramente quella che oggi si assume: infatti la alfa porta ancora il nome latino di “Caput Trianguli” e quello arabo di “Res al Muthallath”, entrambi traducibili con ‘‘vertice del triangolo”. Incidentalmente, questa stella ha magnitudine 3.5 ed è una doppia spettroscopica con un periodo di soli 1.7 giorni. Più luminosa di questa è la beta, di magnitudine 3.0, una gigante anch’essa doppia spettroscopica, con un pedodo di 31.4 giorni. Infine, al terzo vertice sta la gamma, la più debole delle tre (magnitudine 4.1) che però ha vicino la delta, di quinta magnitudine: questa vicinanza ha l’effetto di aumentarne apparentemente la luminosità.
Stelle doppie
ε (2h 0m; +33° 3′) è la numero 3 di Flamsteed e si trova sull’allineamento alfa–beta, più vicino a quest’ultima. La primaria ha magnitudine 5.4 con una compagna di 11, a soli 4″.
6 (2h 9.5m: +30° 4′) è stata talvolta denominata iota ma non è la denominazione dei Bayer, il quale si arrestò alle prime cinque stelle più luminose. È una doppia molto bella per il contrasto tra i colori che presentano le componenti. Forse vista da Herschel nel 1781, venne misurata da Struve nel 1836 e risulta essere in lento moto retrogrado: l’angolo di orientamento della congiungente le due stelle sta variando lentamente, mentre la separazione, intorno a 3″,8, sembra essere rimasta da allora invariata. La primaria è una gigante giallo-arancione di magnitudine 5,4 mentre la secondaria di magnitudine 7.1, appare bianco-verdastra. Inoltre ciascuna componente è a sua volta una doppia spettroscopica: la prima con periodo 14.7 giorni e l’altra invece con soli 2.2 giorni. II complesso appare trovarsi a circa 100 anni luce da noi.
Σ 232 (2h 11.8m; +30° 10′) si trova a circa mezzo grado ad est della precedente. È più debole, essendo composta da due stelle di uguale magnitudine (7.7 e 7.9) azzurre, separate di 6″.6.
Stelle variabili
Alla portata di piccoli telescopi è la: R (2h 34.0m; +34° 3′) è una variabile rossa del tipo Mira; la sua variazione di luminosità avviene tra la magnitudine 5.7 e la 12.6 in 266 giorni. È riconoscibile a mezzo grado a sud-est della stella numero 15.
Nebulose
M 33 (1h 31.1m; +30° 24′) nota anche come NGC 598, questa bella e nota galassia a spirale venne scoperta da Messier nel 1764 a Parigi. È uno dei membri più brillanti del Gruppo Locale e l’unica che mostri delle spire molto ben sviluppate. Ha una magnitudine visuale 5.8 e dimensioni 60′ x 40′. Si individua partendo dalla beta in Andromeda e spostandosi, anziché a nord per trovare M 31, di circa 7° verso sud-est. Si trova sul bordo orientale della costellazione ai confini con estrema parte nord dei Pesci, circa 5° est della stella alfa. Purtroppo con modesti cannocchiali non è molto appariscente, data la sua grande estensione e la debole luminosità superficiale.
Grande influenza hanno poi le condizioni del cielo, che devono essere ottime: ovviamente anche la suà estensione appare ridotta a meno di mezzo grado. La sua distanza sembra essere maggiore di quella di M 31, sui 2.4 milioni di anni luce, mentre le sue dimensioni reali sono molto minori, dell’ordine di cinquantamila anni luce. Anche di questa nebulosa si riconobbe la vera natura solo per mezzo del telescopio di Mount Wilson nel 1922, ed anche per questa galassia la distanza stimata per mezzo delle variabili cefeidi. All’estremità nord si nota una grande nebulosità luminosa, che è una delle più grandi regioni HII composta da idrogeeno ionizzato, oggi conosciute.