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Stelle con nome Proprio Zodiacali

Costellazione dell’Ariete

Hamal

Origine del nome

Alpha Arietis α Ari / α Arietis è la stella più luminosa della costellazione dell'Ariete.Il nome

tradizionale della stella è Hamal, in origine riportato come Hamel, Hemal, Hamul o Hammel.

Nella nomenclatura di Flamsteed è indicata come 13 Arietis, ma quest'ultima denominazione è usata molto

raramente, poiché Hamal è Al Natih, il Corno, che oggi è assegnato a β Tauri. Il nome Hamal deriva

dall'espressione che in lingua araba si riferisce all'intera costellazione, Al Ħamal, l'Ariete. Per evitare

confusioni, l'astro a volte è anche chiamato راس حمل rās al-ħamal, la testa dell'Ariete.

Osservazioni

Hamal è una gigante arancione di tipo spettrale K2 IIICa, dove la notazione, Ca, indica la presenza di linee

di calcio nel suo spettro; è una stella molto grande simile ad Arturo è circa 90 volte più brillante, 14 volte più

grande in diametro, e 1,5 volte più massiccia del Sole. Il satellite Hipparcos ha indicato che Hamal dista circa

65,9 anni luce dalla Terra. Questa distanza relativamente piccola, combinata con la sua luminosità

intrinseca, permette alla stella di splendere con una magnitudine apparente di 2,01 variabile di circa 0,05, il

47° astro più luminoso nel cielo. Nell'antichità, Hamal fu una stella di grande importanza. Duemila anni fa,

l'equinozio di primavera, il punto in cui il percorso apparente del Sole nel cielo interseca l'Equatore celeste,

era situato nell'Ariete è per questo motivo che nell'astrologia il primo segno zodiacale prende il nome proprio

da questa costellazione; il cosiddetto Primo Punto d'Ariete si trovava a soli nove gradi a sud di Hamal, la

stella più luminosa nelle vicinanze. Attualmente si trova nel sud della costellazione dei Pesci, uno

spostamento dovuto alla precessione dell'asse di rotazione terrestre. Le levate eliache gli attimi in cui l'astro

è ancora visibile prima di essere inghiottito dalla luce solare di Hamal, in collaborazione con Spica, erano

dunque studiate per stabilire gli equinozi al sorgere e al tramontare del Sole. Al mattino dell'equinozio di

primavera 26 marzo Hamal era appena visibile nelle vicinanze del Sole mentre dalla parte opposta Spica

stava tramontando. Quando si verificava la situazione opposta, con Spica che sorgeva e Hamal che

tramontava si aveva l'equinozio d'autunno 28 settembre. Nel 2011 è stato scoperto un pianeta orbitare

attorno alla stella, il pianeta, chiamato poi Alfa Arietis b, ha una massa minima stimata in 1,8 masse

gioviane e ruota attorno ad Hamal in circa 381 giorni, ad una distanza di 1,2 u.a. dalla stella madre.

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Hamal; La stella in basso è Kappa Arietis

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Dati Fisici

HAMAL

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K2 III Ca 1

Distanza dal Sole 65,9 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 2h 7

m 10,4

s

Declinazione 23° 27′ 45″

DATI FISICI

Raggio Medio 13,9 Raggi Solari

Massa 1,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.553 K

Velocità di Rotazione

Luminosità 90 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,15

Età Stimata 8,8 miliardi di anni

Tipo Variabile Sospettata

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,01

Magnitudine Assoluta 0,47

Velocità Radiale -14,64 km/s

Moto Proprio RA:188,55 mas - Dec: -148,08 mas

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Sheratan

Origine del nome

Beta Arietis β Ari, Arietis β è una stella binaria sistema nella costellazione dell'Ariete , che segna il secondo

corno di montone. Ha il nome tradizionale Sheratan o Sharatan, Sheratim, e la designazione Flamsteed 6

Arietis . Il nome tradizionale, in piena Al Sharatan, è dai ناطارشلا arabi aš-Saratan i due segni, un riferimento

alla stella aver segnato l'equinozio di primavera del nord insieme a Arietis Gamma diverse migliaia di anni

fa. In cinese , 娄宿 Lóu Su , il che significa obbligazionario asterismo , si riferisce ad un asterismo composto

da Arietis β, γ Arietis e α Arietis . Di conseguenza, Arietis β è noto come stesso 娄宿一 Lóu Su yī , inglese:

la prima stella di Bond

Osservazioni.

Beta Arietis ha una magnitudine apparente visuale di 2,66. Sulla base di parallasse misurazioni, si trova ad

una distanza di 59,6 anni luce 18,3 parsec dalla Terra. Questo è un spettroscopica binaria sistema stellare

costituito da una coppia di stelle che orbitano intorno all'altra con una separazione che non può attualmente

essere risolto con un telescopio convenzionale. Tuttavia, nella coppia sono stati risolti utilizzando

l'interferometro Mark III Stellar al Mount Wilson Observatory . Questo permette agli elementi

orbitali calcolare, nonché le singole masse delle due stelle. Le stelle completano la loro grande orbita

ellittica ogni 107 giorni. La stella principale ha una classificazione stellare di A5 V, il che significa che è

una stella di tipo A-sequenza principale che genera energia attraverso la fusione termonucleare dell'idrogeno

nella sua regione centrale. Il N Stars progetto dà alla stella il tipo spettrale KA4 HA5 MA5 Va previsto dalla

nuova classificazione MK spettrale sistema. Lo spettro della stella secondaria non è stata determinata, ma,

in base alla massa, esso può avere una classificazione stellare di F5 III-V o G0 V. È circa quattro

magnitudini più debole rispetto alla primaria,. quindi l'energia prodotta dal sistema è dominato dalla stella

primaria In pochi milioni di anni, come principale evolve verso una gigante rossa , una notevole quantità di

trasferimento di massa per la componente secondaria è previsto. Il primario è stato classificato come un

rotatore rapido, con una velocità di rotazione previsto di 73 km / s fornire un limite inferiore per la azimutale

velocità di rotazione lungo l'equatore. Può anche essere leggermente Am stella , che è una classe di stelle

che mostrano uno spettro peculiare con forti righe di assorbimento di vari elementi e carenze in altri. In

Arietis β, queste righe di assorbimento si allarga a causa del effetto Doppler dalla rotazione, facendo analisi

dei modelli abbondanza difficile. Questo sistema è stato esaminato con il telescopio spaziale Spitzer per la

presenza di un eccesso di emissioni di infrarossi , che indicherebbe un disco di polvere. Tuttavia, nessun

eccesso significativo è stato rilevato.

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Le 2 componenti con le loro orbite viste in una simulazione di Celestia.

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Dati Fisici

SHERATAN

Classificazione Bianca nella sequenza principale

Classe Spettrale A5 V C

Distanza dal Sole 59,6 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 01h 54

m 38,41

s

Declinazione 20° 48′ 28,93″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,1 Raggi Solari

Massa 2,34 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.200 K

Velocità di Rotazione 73 km/s

Luminosità 23 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,16

Età Stimata 300 Milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,64

Magnitudine Assoluta 1,29

Velocità Radiale -1,9 km/s

Moto Proprio AR: 96,32 mas - Dec: -108,80 mas

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Bharani

Origine del nome

41 Arietis o c Arietis o Bharani è la designazione di Flamsteed per una stella binaria nel nord

della costellazione di Ariete . Essa non possiede una lettera greca designazione Bayer , dal momento che

questa stella era una volta parte della ormai obsoleta costellazione Musca Borealis , ma a volte è

designato Arietis c . Con una magnitudine apparente visuale del 3,63, questa stella è facilmente visibile ad

occhio nudo. Ha un anno parallasse spostamento di 19,69 mas , che indica la distanza di questa stella è

166 anni luce 51 parsec . 41 Ari fa parte del Bharani lunare palazzo in astrologia

indiana . In cinese , 胃宿 WEI Su , significato Stomaco asterismo , si riferisce ad un asterismo composto di

41 Arietis, 35 Arietis e 39 Arietis . Di conseguenza, 41 Arietis è nota come 胃宿三 WEI Su San , Italiano:. la

terza stella di stomaco.

Osservazioni

41 Arietis è una stella stella bianco-azzurra nella sequenza principale di magnitudine 3,61 situata

nella costellazione dell'Ariete. Dista 159 anni luce dal sistema solare. Si tratta di una stella situata

nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale, può essere osservata dalla

gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord siano più avvantaggiati. Nei

pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità

dell'Antartide. Essendo di magnitudine 3,6, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza

difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua

individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra

settembre e febbraio; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione

boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata solo durante i mesi della tarda primavera

e inizio estate australi. La stella è una stella bianco-azzurra nella sequenza principale; possiede

una magnitudine assoluta di 0,16 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando

dal sistema solare.

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Dati Fisici

BHARANI

Classificazione Stella Bianco Azzurra

Classe Spettrale B8 Vn C

Distanza dal Sole 159 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 02h 49

m 59,03

s

Declinazione 27° 15′ 37,83″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,51Raggi solari

Massa 3,15 Masse Solari

Temperatura Superficiale 11.748,98 K

Velocità di Rotazione 175 km/s

Luminosità 160

Indice di Colore (BV) -0,09

Età Stimata 130 Milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,61

Magnitudine Assoluta 0,16

Velocità Radiale 4 km/s

Moto Proprio AR: 65,47mas/anno - Dec:-116,59 mas/anno

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Costellazione del Toro

Aldebaran

Origine del Nome

Il nome della stella deriva dall'arabo الدبران, al-Dabarān, che significa l'inseguitore, in riferimento al fatto che

essa sorge dopo le Pleiadi e quindi sembra inseguirle. Inizialmente il nome era stato attribuito all'intero

ammasso delle Iadi, sicché Aldebaran veniva chiamata Nā᾽ir al Dabarān, la brillante degli Inseguitori, ma poi

il suo uso fu ristretto alla sola stella. Le popolazioni indigene dell'Arabia chiamavano Aldebaran Al Fanīḳ, il

cammello stallone, o Al Fatīḳ, il cammello grasso, o anche Al Muḥdij, la cammella, essendo invece le Iadi i

piccoli cammelli. Altri nomi erano Tāli al Najm e Hādī al Najm, che significano stella dominatrice,

probabilmente anche in questo caso in riferimento alle Pleiadi. Per gli astronomi indù Aldebaran era Rohinī,

che significa cervo rosso, in riferimento al suo colore arancione. Essa marcava uno dei 27 nakshatra in cui

era divisa la volta celeste nell'antica India. A causa della precessione degli equinozi, fra il 4000 a.C. e il 1700

a.C. il Sole si trovava nella costellazione del Toro durante l'equinozio di primavera, che segnava l'inizio

dell'anno. Per questo Aldebaran rivestiva una importanza particolare per le popolazioni mesopotamiche.

In Persia 5000 anni fa era chiamata Taschter, che significa lo Spirito creatore, che causava piogge e il

diluvio, o Sataves, che significa la guida delle stelle occidentali. Per la stessa ragione, presso

gli ebrei era Āleph, la prima lettera dell'alfabeto, che la rendeva l'occhio divino. Nell'astronomia

babilonese essa era Ku, I-ku o I-ku-u, la stella guida di tutte le stelle, e, più anticamente, presso

gli accadici era chiamata Dil-Gan, la messaggera della luce. Presso gli antichi romani Aldebaran era

chiamata Parilicium, insieme al gruppo delle Iadi, in riferimento ai Parilia, un'antichissima festa pastorale

della religione romana che si celebrava il 21 aprile in onore del numen Pale, a volte descritto come semplice

genio, a volte come divinità femminile. Aldebaran veniva associata a questa festa in quanto verso la fine di

aprile Aldebaran tramonta al crepuscolo.

Osservazioni

Aldebaran α Tau / α Tauri / Alfa Tauri è una stella appartenente alla costellazione del Toro.

Avendo magnitudine 0,98, essa è la stella più luminosa della costellazione, nonché la quattordicesima stella

più luminosa del cielo notturno. Distante circa 65 anni luce dalla Terra[2]

, è una gigante arancione di classe

spettrale K5 III circa 500 volte più luminosa del Sole e una quarantina di volte più grande. Si tratta in realtà di

una stella doppia in quanto la principale possiede una piccola e debole compagna. Aldebaran sembra

visualmente associata all' ammasso delle Iadi l'ammasso aperto più vicino alla Terra, ma si trova in realtà

molto più vicina a noi e l'associazione è data solo dalla prospettiva Il suo nome deriva dalla

parola araba الدبران al-Dabarān, l'inseguitore, in riferimento al modo in cui la stella sembra seguire l'ammasso

delle Pleiadi nel loro moto notturno. Astrologicamente, Aldebaran era una stella fortunata, che portava

ricchezze e onori. Era, insieme ad Antares,Regolo e Fomalhaut, una delle quattro stelle regali

dei Persiani dal 3000 a.C.. Aldebaran si presenta come una stella di colore arancio ed è tra le più facili da

individuare nel cielo notturno, sia per la sua grande luminosità che per l'associazione con uno

degli asterismi più noti della volta celeste: la Cintura di Orione; se si traccia una linea che passa per le tre

stelle che formano la Cintura da sinistra a destra (nell'emisfero boreale) o da destra a sinistra nell'emisfero

australe, la prima stella brillante che si incontra è Aldebaran. Nell'altra direzione la prima stella brillante che

si incontra è invece Sirio. Aldebaran appare anche come la più luminosa delle Iadi, l'ammasso aperto che

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con le sue stelle disposte a forma di V marca la testa del Toro. Si tratta però solo di un'associazione

apparente in quanto Aldebaran è sulla linea di vista tra la Terra e le Iadi, che si trovano in realtà a una

distanza doppia rispetto a quella in cui si trova Aldebaran. A poco più di una decina di gradi a nord-ovest di

Aldebaran e delle Iadi è possibile osservare un altro fra i più noti ammassi aperti del cielo: le Pleiadi.

Prolungando inoltre il ramo della figura a forma di V formata dalle Iadi su cui si trova Aldebaran si incontra ζ

Tauri a circa 15°, mentre prolungando l'altro ramo si incontra, più o meno alla stessa distanza, la

luminosa Elnath, ai confini con la costellazione dell'Auriga. Queste due stelle marcano le corna del Toro.

Avendo una declinazione di 16° 30' N, Aldebaran è una stella dell'emisfero boreale. Data tuttavia la sua

relativa vicinanza all'equatore celeste le sue possibilità di osservazione nell'emisfero australe sono ampie:

essa è invisibile solo più a sud del 74º parallelo, cioè solo nelle regioni antartiche. Tuttavia essa apparirà

bassa all'orizzonte nord nelle regioni più meridionali dell'Argentina, del Cile e della Nuova Zelanda. D'altra

parte una tale posizione fa sì che Aldebaran risulti circumpolare solo nelle regioni artiche e in quelle più

settentrionali della Russia, della Groenlandia, del Canada e dell'Alaska. Il 1º giugno il Sole passa pochi gradi

a nord di Aldebaran; di conseguenza i mesi migliori per l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il

Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè quelli che corrispondono all'inverno boreale. In particolare,

i mesi più favorevoli per la sua osservazione sono dicembre e gennaio, ma è comunque osservabile, anche

se non sempre per l'intera notte, nel periodo che va da ottobre ad aprile; la sua discesa ad ovest subito dopo

il tramonto del Sole indica l'approssimarsi dell'estate boreale. Questa vicinanza all'eclittica comporta la

possibilità da parte di Aldebaran di poter essere occultata dalla Luna. Solo altre tre stelle di prima

magnitudine Spica, Antares e Regolo condividono questa proprietà con Aldebaran, che è la più luminosa fra

di esse. Tali occultazioni avvengono quando il nodo ascendente è vicino all'equinozio autunnale.

L'occultazione del 22 settembre 1978 fu sfruttata per una stima del diametro della stella. La prossima

opportunità si avrà nel 2015. Avendo avuto notizia che una di queste occultazioni era stata osservata

ad Atene nel 509 d.C., l'astronomo inglese Edmond Halley calcolò nel 1718 che, perché quell'evento fosse

stato possibile, Aldebaran avrebbe dovuto trovarsi in una posizione differente diversi primi d'arco più a nord

rispetto a quella in cui la osservava nella sua epoca. Egli concluse che la stella si era quindi spostata nei

secoli trascorsi dall'evento. Halley aveva scoperto il moto proprio delle stelle. Trovandosi relativamente

vicino al Sole, Aldebaran ne condivide lo stesso ambiente galattico. In particolare, si trova come il Sole

all'interno della Bolla Locale, una cavità del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei

bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Aldebaran sono 180,97° e 20,24°.

Una longitudine galattica di circa 180° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Aldebaran, se

proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo

di quasi 180°. Ciò significa che, preso il Sole come punto di riferimento, il centro galattico e Aldebaran si

trovano in direzioni opposte. Di conseguenza Aldebaran è leggermente più lontana dal centro galattico di

quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 20° significa che Aldebaran si trova poco più a

nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico. Le due stelle più vicine ad Aldebaran sono

due stelle rosse di sequenza principale. Si tratta di VA 366, una stella di classe spettrale M0 V, distante 4,4

anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,38 e di Ross 388, una stella di classe spettrale M3 V,

distante 9,1 anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,48. Per trovare una stella delle

dimensioni del Sole bisogna allontanarsi circa 12 anni luce da Aldebaran, ove si trova LTT 11292, una stella

gialla di sequenza principale di classe spettrale G7 V e di magnitudine apparente 6,8

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Luminosità e massa.

La grande superficie radiante di Aldebaran la rende un oggetto molto luminoso, nonostante la sua

temperatura superficiale non sia molto elevata. Dalla distanza di questa stella e dalla sua magnitudine

apparente si ricava una magnitudine assoluta di -2,04 ± 0,06. Tenendo conto che il Sole ha una magnitudine

assoluta di 4,75, ciò significa che Aldebaran ha una luminosità di 518 . La determinazione delle masse delle

stelle giganti non è mai facile. Infatti, mentre per le stelle di sequenza principale esistono rapporti definiti

fra massa e luminosità, la luminosità delle stelle giganti cambia di molto nel tempo a seconda del loro stadio

evolutivo, sicché, a meno che questo non sia conosciuto con precisione, non sarà possibile dedurre la

massa dalla luminosità. Esiste tuttavia un altro metodo per cercare di calcolare la massa delle stelle di

questa classe: essa è infatti ricavabile conoscendo il raggio e l'accelerazione di gravità (g) sulla superficie. Il

rapporto fra atomi ionizzati e atomi neutri dello stesso elemento nell'atmosfera di una stella è sensibile

all'accelerazione di gravità; pertanto il rapporto fra ioni e atomi neutri può essere sfruttato per calcolare

l'accelerazione di gravità e, di conseguenza, la massa di una stella. Tuttavia in ambienti a bassa

accelerazione di gravità, quale è quello di una stella gigante, il valore dell'accelerazione diventa molto

sensibile a quello della temperatura superficiale adottata. Quindi piccoli errori nella stima della temperatura

superficiale possono portare a valori di accelerazione non corretti[. Il valore dell'accelerazione di gravità

superficiale di Aldebaran è pertanto conosciuto con margini di errore molti alti. Assumendo un raggio di 29,3

milioni di km e una gravità superficiale di log g = 1,59, Hatzes & Cochran 1993 deducono una massa di 2,5 .

Tuttavia, El Eid 1994, basandosi su una differente misura di log g = 1,41 della gravità superficiale tratta da

Harris & Lambert 1983, deduce una massa di 1,5 . Questa misura sembra essere confermata dal rapporto

fra le abbondanze di 16

O e 17

O in Aldebaran: tale rapporto infatti pare in generale essere dipendente dalla

massa stellare e dallo stato evolutivo della stella. Infine, Robinson et. al. 1998, basandosi non sulla di 2 .

L'incertezza che avvolge la determinazione della massa di Aldebaran si ripercuote anche sulle nostre

conoscenze circa l'età e lo stato evolutivo della stella. Poiché la permanenza di una stella all'interno della

sequenza principale gravità superficiale della stella, ma sulle tracce evolutive nel diagramma H-R di stelle di

diversa massa proposte da Mc William 1990, deducono una massa dipende in gran parte dalla sua massa,

non è possibile determinare con precisione l'età di Aldebaran. Non è inoltre chiaro se la stella si trovi ancora

nel ramo delle giganti rosse o se sia invece già entrata nel ramo asintotico delle giganti, se cioè

stia fondendo l'idrogeno intorno a un nucleo inerte di elio, o se invece si sia già innescata la fusione dell'elio

all'interno del nucleo della stella.

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Aldebaran

.

Confronto tra le dimensioni di Aldebaran e quelle del Sole.

13

Aldebaran, la stella arancione luminosa della fotografia, appare circondata da alcune delle stelle

appartenenti all'ammasso delle Iadi. In realtà Aldebaran è sovraimposta alle stelle dell'ammasso, che

sono molto più lontane di essa rispetto a noi.

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Dati Fisici

ALDEBARAN

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K5 III

Distanza dal Sole 66,64 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 4h 35

m 55,24

s

Declinazione 16° 30′ 33,49″

DATI FISICI

Raggio Medio 43,9 Raggi Solari

Massa 2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.913 K

Velocità di Rotazione 4,3 km/s

Luminosità 518 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,28

Età Stimata

Periodo di Rotazione 1.300 giorni

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 0,98

Magnitudine Assoluta -2,04

Velocità Radiale 54,11km/s

Moto Proprio AR: 63,45 mas/anno – Dec: -188,94 mas/anno

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Elnath

Origine del Nome

Elnath Beta Tauri, β Tau, detta anche Nath o El Nath, è la seconda stella più luminosa dopo Aldebaran

della costellazione del Toro. Il suo nome proprio deriva dall'arabo نطح an-naţħ, che significa quella che ,ال

cozza con le corna. In effetti questa stella giace all'estremo superiore del grande corno della costellazione

del Toro, proprio dove quest'ultima confina con quella dell'Auriga, tanto da essere attribuita ora all'una ora

all'altra delle due costellazioni. Nel catalogo Bayer essa compare infatti anche come Gamma Aurigae γ Aur.

Nei moderni cataloghi è comunque stabilmente attribuita alla costellazione del Toro.

Osservazioni

La magnitudine apparente di β Tauri è 1,68, il che la rende una delle stelle più brillanti dell'intera volta

celeste per la precisione la ventisettesima in ordine di luminosità. È inoltre la stella brillante più vicina dista

infatti tre gradi in direzione ovest) al punto della volta celeste esattamente opposto al centro della Via Lattea,

detto anche anticentro galattico. In questa direzione giacciono anche vaste nubi di gas, dove si

stanno formando nuove stelle. Elnath è una calda gigante blu di classe B7, con una temperatura

superficiale di 13.600 K. Dista dalla Terra circa 130 anni luce; da ciò si deduce, una volta che si sia

considerata anche la radiazione ultravioletta, una luminosità pari a 700 volte quella solare. Il suo raggio,

ricavabile dalla temperatura e dalla luminosità, è 4,6 volte quello solare. Una sua recente misurazione ha

però dato un risultato differente: β Tauri avrebbe un raggio circa sei volte quello solare. La massa della stella

è 4,5 volte quella del Sole. Relativamente al Sole, essa presenta una certa abbondanza di manganese, ma

una quantità di calcio e magnesio decisamente bassa un ottavo di quella solare. Questa peculiarità si

presenta spesso in stelle di questo tipo ed è dovuta all' azione combinata della gravitazione e

della radiazione che spinge certi elementi all'interno della stella e ne fa affiorare degli altri in superficie.

Elnath si trova in uno stadio avanzato della sua evoluzione: anche se non ha ancora completamente

esaurito l'idrogeno all'interno del suo nucleo, questo succederà in tempi relativamente brevi, abbandonando

così la sequenza principale; entro qualche milione di anni si trasformerà in una gigante rossa. Troppo poco

massiccia per esplodere in una supernova, è destinata a diventare una nana bianca.

16

Elnath

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Dati Fisici

ELNATH

Classificazione Gigante blu

Classe Spettrale B7 III

Distanza dal Sole 130 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 05h 26

m 17,5

s

Declinazione 28° 36′ 27″

DATI FISICI

Raggio Medio 5 Raggi Solari

Massa 4,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 13.600 K

Velocità di Rotazione 140 km/s

Luminosità 700 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,13

Età Stimata Non definita

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,68

Magnitudine Assoluta -1,37

Velocità Radiale 9,2 km/s

Moto Proprio AR:22,76 mas/anno – Dec:-173,58 mas/anno

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Alheka

Origine del nome

Zeta Tauri o Alheka ζ Tau / ζ Tauri / 123 Tauri è una stella binaria nella costellazione del Toro. Gli

antichi babilonesi la chiamavano Shurnarkabti-sha-shutu, che si può tradurre come la stella del corno sud

del toro, vista la sua posizione nella costellazione. Si trova ad una distanza di 417 anni luce dal sistema

solare.

Osservazioni

Si tratta di un sistema binario la cui componente principale è una gigante blu di tipo spettrale B2IIIpe, anche

se i vari studi non concordano perfettamente fra loro ed è stata spesso classificata anche di classe B4[3]

. Ha

una temperatura superficiale di circa 20.000 K, ed è una variabile di tipo Gamma Cassiopeiae; con un'età di

circa 25 milioni di anni sta giungendo al termine, o ha già concluso, il ciclo di fusione dell'idrogeno in elio. La

componente principale è anche una classica stella Be: la sua velocità di rotazione è di 330 km/s, il suo

periodo di rotazione è di un solo giorno, rispetto ai 25 giorni del Sole ed è circondata da un disco di materia

avente un raggio 64 volte maggiore quello del Sole, frutto della materia espulsa (prevalentemente idrogeno

dalla stella stessa. La secondaria ha una massa paragonabile a quella solare, ma non è certo se sia un

stella di sequenza principale; se lo fosse, data una tale massa, sarebbe una stella di tipo spettrale G4. Le

due componenti del sistema sono separate da circa 1 unità astronomica con un periodo orbitale di 133

giorni, ed essendo il sistema una binaria a eclisse, la sua magnitudine apparente varia da 2,88 - 3,17

nell'arco di quel periodo. Per la sua posizione prossima all'eclittica, è talvolta soggetta ad occultazioni da

parte della Luna e, più raramente, dei pianeti, generalmente quelli interni. L'ultima occultazione lunare è

stata visibile il 25 Aprile 2012..

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Dati Fisici

ALHEKA

Classificazione Gigante blu

Classe Spettrale B2 IIIpe + G8 III

Distanza dal Sole 417 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 5h 37

m 38,68

s

Declinazione 21° 08′ 33″

DATI FISICI

Raggio Medio 5,5 Raggi Solari

Massa 11,2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 19.340 K

Velocità di Rotazione

Luminosità 5.700 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,15

Età Stimata 25 milioni di Anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,97

Magnitudine Assoluta -2,56

Velocità Radiale 20 km/s

Moto Proprio AR: -3,04 mas/anno – Dec: 6,24 mas/anno

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Pleiadi

Origine del nome

Le Pleiadi, conosciute anche come le Sette sorelle, la Chioccetta o con la sigla M45 del catalogo di Charles

Messier, sono un ammasso aperto visibile nella costellazione del Toro. Questo ammasso, piuttosto vicino,

440 anni luce, conta diverse stelle visibili ad occhio nudo; anche se dagli ambienti cittadini solo cinque o sei

delle stelle più brillanti sono visibili, da un luogo più buio se ne possono contare fino a dodici. Tutte le sue

componenti sono circondate da leggere nebulose a riflessione, osservabili specialmente in fotografie a lunga

esposizione prese con telescopi di dimensione ragguardevole. I membri visibili delle Pleiadi sono stelle

blu o bianche, molto luminose; l'ammasso conta in realtà centinaia di altre stelle, la gran parte delle quali

sono troppo deboli per essere visibili ad occhio nudo. Le Pleiadi sono un ammasso giovane, con un'età

stimata di circa 100 milioni di anni, e una vita prevista di soli altri 250 milioni di anni, a causa della sua bassa

densità. A causa della loro brillantezza e vicinanza fra loro, le stelle delle Pleiadi sono note

dall'antichità: Omero le citava, come pure Tolomeo ed altri autori dell'età classica. Da quando fu noto che le

stelle erano corpi celesti simili al Sole, si iniziò ad ipotizzare che fossero in qualche modo legate fra loro; con

lo studio del moto proprio degli astri e la determinazione delle distanze, fu chiaro che le Pleiadi fossero

realmente legate gravitazionalmente e che avessero un'origine comune.

Osservazioni

L'ammasso delle Pleiadi si trova a nord dell'equatore celeste, dunque nell'emisfero boreale; la

sua declinazione è pari a circa 24°N, pertanto è sufficientemente vicina all'equatore celeste da risultare

osservabile da tutte le aree popolate della Terra, fino al circolo polare antartico. A nord del circolo polare

artico appaiono invece circumpolari, mentre un grado a nord del Tropico del Cancro si possono osservare

allo zenit. L'ammasso domina, nell'emisfero nord, il cielo serale dalla metà dell'autunno all'inizio della

primavera, mentre dall'emisfero sud è un oggetto tipico del cielo estivo. Le Pleiadi si individuano con grande

facilità, anche dai centri urbani moderatamente afflitti da inquinamento luminoso; appaiono come un fitto

gruppetto di astri molto vicini fra loro, di colore azzurro e dalla forma caratteristica, che ricorda quella di una

chiocciola o una miniatura dell'Orsa Minore. Ad occhio nudo si possono scorgere, fuori dalle aree urbane,

fino a una dozzina di componenti, sebbene le più appariscenti siano otto, cinque o sei in un cielo

moderatamente inquinato. Al binocolo si ha la visuale migliore: l'ammasso appare completamente risolto in

stelle, le quali da otto diventano alcune decine; si può inoltre notare che molte di quelle che ad occhio nudo

sembravano stelle singole appaiono ora disposte in coppia o in piccoli gruppi; due concatenazioni di stelle

minori si possono osservare ad est e a sud ovest. La visione al telescopio a bassi ingrandimenti consente

ancora di apprezzare la natura d'insieme dell'ammasso, mentre ad ingrandimenti maggiori non è possibile

farlo rientrare tutto nell'oculare; telescopi più potenti possono inoltre mostrare fra le componenti delle deboli

nebulosità diffuse, di colore azzurro, che riflettono la luce delle stelle principali delle Pleiadi.

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Mappa in dettaglio delle Pleiadi, con evidenziate in verde le nebulose associate.

Occultazioni

A causa della particolare posizione dell'ammasso delle Pleiadi, posto ad appena 4° dall'eclittica, sono

frequenti i transiti e le occultazioni da parte dei corpi del nostro sistema solare. Capita frequentemente che

la Luna transiti davanti a quest'ammasso, occultandolo quasi completamente; si tratta di uno spettacolo che

viene seguito specialmente dagli astrofili, anche dotati di strumenti di osservazione ridotti, come un semplice

binocolo o un piccolo telescopio strumenti troppo potenti non consentono, come già visto, di avere la visuale

d'insieme. Sebbene infatti l'evento sia facilmente visibile anche ad occhio nudo, l'ausilio di questi strumenti

consente di apprezzare appieno e con precisione l'occultazione di singole stelle dell'ammasso. Meno

frequentemente capita che anche i pianeti si avvicinino apparentemente alle stelle dell'ammasso, talvolta

transitandovi in mezzo; ciò accade con più facilità con i pianeti a noi più vicini,

come Mercurio, Venere e Marte. Grazie a questi incontri periodici si possono osservare in cielo delle figure

insolite o dai colori fortemente contrastanti come accade quando vi transita Marte, il cui colore rosso

contrasta fortemente con l'azzurro delle stelle delle Pleiadi.

La Luna occulta le Pleiadi con una certa frequenza; nell'immagine, l'occultazione delle Pleiadi del 07/01/ 2009.

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Storia delle Osservazioni

La preminenza delle Pleiadi nel cielo notturno nel cielo invernale nell'emisfero boreale e nel

cielo estivo nell'emisfero australe le ha rese importanti in molte culture. Tra i Maori della Nuova Zelanda, le

Pleiadi sono chiamate Mataariki e il loro sorgere ad oriente significa l'inizio del nuovo anno (in giugno). Pare

che gli Indiani d'America misurassero la vista col numero di stelle che riuscivano a distinguere nelle Pleiadi;

anche nell'antichità europea, specialmente tra i Greci, le Pleiadi erano considerate un test della vista. Gli

australiani aborigeni vedevano nelle Pleiadi una donna che era stata quasi violentata da Kidili, l'uomo

della Luna. Alternativamente, erano sette sorelle chiamate le Makara. Nella mitologia greca, le Sette

Sorelle erano tradizionalmente chiamate Asterope, Merope o Dryope o

Aero, Elettra, Maia, Taigete, Celaeno e Alcyone. Questi nomi sono oggi assegnati a singole stelle

dell'ammasso. Erano, secondo la mitologia, ninfe delle montagne Oreadi, le figlie di Atlante e Pleione,

anch'essi rappresentati da stelle nell'ammasso; erano anche nipoti di Giapeto e Climene, e sorelle delle Iadi,

di Calipso e Dione. Si suicidarono dopo la morte delle loro sorelle, le Iadi. Il primo riferimento alle Pleiadi in

un'opera letteraria conosciuto è proprio una citazione di Esiodo, risalente circa al XI secolo a.C. Omero ne fa

poi menzione nell’Odissea, mentre nella Bibbia compaiono addirittura tre riferimenti. In Giappone, le Pleiadi

sono conosciute come Subaru parola conosciuta anche in Occidente grazie alla nota casa automobilistica,

ma di cui molti ignorano il significato); nella mitologia indù, le Pleiadi Krittika sono le sei madri del dio della

guerra Skanda, che per ognuna di loro ha sviluppato sei facce. Da tempo si è supposto che le Pleiadi

dovessero essere un gruppo di stelle relazionate l'una all'altra, piuttosto che derivanti da un allineamento

visuale. Nel 1767, il reverendo John Michell calcolò che la probabilità dell'allineamento fortuito di un gruppo

così numeroso di stelle brillanti fosse di 1 su 500.000 e così concluse che le Pleiadi, ed altri

analoghi ammassi stellari, dovessero essere fisicamente correlate. Quando furono condotti studi osservativi

sul moto proprio posseduto dalle stelle dell'ammasso, fu scoperto che si muovevano tutte nella stessa

direzione attraverso il cielo, alla stessa velocità, dimostrando ulteriormente l'esistenza di una qualche

relazione fra loro. Charles Messier misurò la posizione dell'ammasso e lo inserì come M45 nel suo catalogo,

pubblicato nel 1771. L'inserimento di quest'oggetto, come pure dell'Ammasso del Presepe e della Nebulosa

di Orione, nel suo catalogo è effettivamente un fatto strano, dato che tutti gli altri oggetti sono molto più

deboli e che le intenzioni del Messier erano quelle di compilare un catalogo di oggetti che potevano essere

scambiati per comete. Probabilmente ciò è dovuto al fatto che egli si sentiva in competizione con Nicolas

Louis de Lacaille, che nel 1755 aveva compilato un catalogo con 42 oggetti.

Un'immagine delle Pleiadi che mette ben in risalto l'intero complesso di nebulose associato.

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Il numero delle componenti visibili ad occhio nudo

Fin dalle epoche più antiche e in tutte le culture, come si è visto, l'idea di questo gruppo di stelle viene

associato al numero 7; per poterne osservare più di sei occorre però in realtà un cielo molto buio e limpido e

una buona vista. In accordo con questo fatto vi sono un gran numero di testimonianze del passato che si

riferiscono ad un numero diverso di stelle componenti. Il più antico testo in lingua volgare di cosmologia

noto, La composizione del Mondo di Restoro d'Arezzo, del 1282, si riferisce ripetutamente alle Pleiadi come

ad un insieme di sei stelle. Mentre Ovidio afferma che Quae septem dici, sex tamen esse solent , le quali si

dice siano sette, ma tuttavia sono solite essere sei, Tolomeo eAl-Sūfi forniscono le posizioni di sole quattro

delle stelle dell'ammasso, ignorando, stranamente, la stella Alcyone, la più brillante delle Pleiadi.Giovan

Battista Odierna, all'inizio del suo, De Admirandis Coeli Characteribus, spiega come il dilemma del numero

esatto delle componenti visibili sia un problema avvertito da molti altri studiosi del passato; ricorda inoltre

che chi ha la vista acuta ne può identificare sette, mentre chi non è particolarmente dotato può arrivare solo

a cinque. Con un telescopio si possono invece osservare, oltre alle sette brillanti, almeno altre trenta

componenti. Al di là dei testi scientifici, è da notare che presso i Greci ricorreva il mito della, Pleiade perduta:

secondo la tradizione greca, citata anche da Arato, si trattava di Elettra, che si diceva essere velata in viso in

segno di lutto a causa della distruzione di Troia; un'altra tradizione vuole che la Pleiade velata fosse Merope,

vergognandosi di essere l'unica delle sette ad aver sposato un mortale, il re di Corinto. Un'ulteriore tradizione

la identifica con Celaeno, che cadde fulminata. Un mito simile esiste anche presso un gran numero di popoli

sparsi per il mondo, come quelli del Giappone, del Borneo, dell'Africa centrale e dell'Australia; ciò potrebbe

essere un'evidenza di un'eventuale variazione nella luminosità delle componenti delle Pleiadi, che

giustificherebbe anche la mancata citazione di Alcyone da parte di Tolomeo ed Al-Sūfi.

Le Pleiadi come appaiono al binocolo: sei stelle dominano la scena, seguite da altre quattro appena

meno luminose, più un gran numero di stelle minori.

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Componenti Principali

Nome Designazione Magnitudine

apparente

Classe Stellare

Alcyone Eta 25 Tauri 2,86 B7 IIIe

Atlante 27 Tauri 3,52 B8 III

Elettra 17 Tauri 3,70 B6 IIIe

Maia 20 Tauri 3,86 B7 III

Merope 23 Tauri 4,17 B6 IVev

Taigete 19 Tauri 4,29 B6 V

Pleione 28 Tauri 5,09 variabile B8 IVep

Celeno 16 Tauri 5,44 B7 IV

Asterope 21 e 22 Tauri 5,64 – 6,41 B8 Ve – B9 V

- 18 Tauri 5,65 B8 V

Una mappa delle Pleiadi indicante i nomi delle stelle secondo la tradizione greca.

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Distanza

La distanza delle Pleiadi è un importante elemento di riferimento nella scala delle distanze

cosmiche. Poiché l'ammasso è relativamente vicino alla Terra, la sua distanza è relativamente

semplice da misurare. Una volta noto il diagramma di Hertzsprung-Russell per l'ammasso, una

conoscenza accurata della sua distanza permette agli astronomi, con un confronto, di stimare la

distanza di altri ammassi. Altri metodi possono quindi essere utilizzati per determinare in cascata le

distanze di galassie ed ammassi di galassie da quelle dei singoli ammassi stellari e così è

possibile stabilire una scala cosmica delle distanze. I risultati di misurazioni precedenti al lancio del

satellite Hipparcos, ESA, 1980, indicavano generalmente che le Pleiadi fossero a 135 parsec dalla

Terra. Il valore misurato invece dal satellite fu di soli 118 parsec, utilizzando il metodo

della parallasse stellare. Lavori successivi dimostrarono che la misura indicata da Hipparcos per le

Pleiadi era affetta da un errore, sebbene non se ne fosse individuata l'origine. In seguito alla

revisione dell'elaborazione dei dati del satellite Hipparcos, avvenuta nel 2008, è stata proposta

quale distanza dell'ammasso dalla Terra quella di 122 parsec, corrispondente a 399 anni luce.

Altre misure, universalmente accettate, hanno indicato per la distanza delle Pleiadi dalla Terra il

valore di 135 parsec, corrispondente a circa 440 anni luce. La diatriba su quale dei due valori sia

da considerarsi corretto è ancora in atto. Si noti che il valore di 135 parsec è stato fornito

dal Telescopio Spaziale Hubble, generalmente molto affidabile, che ha misurato la distanza di

un'unica stella dell'ammasso. Hipparcos, invece, ha misurato le distanze di 54 stelle dell'ammasso,

per il quale è stata stimata una distanza media.

Età e Evoluzione

L'età di un ammasso stellare può essere stimata per confronto tra il diagramma HR misurato per l'ammasso

e quello derivante da modelli teorici di evoluzione stellare. Utilizzando queste tecniche, per le Pleiadi è stata

stimata un'età compresa tra i 75 ed i 150 milioni di anni, dove lo scarto è dovuto alle incertezze nei modelli di

evoluzione stellare. In particolare, modelli che includono un fenomeno noto come sovra-avanzamento

convettivo convettive overshoot, in cui materiale proveniente da una zona convettiva irrompe in una zona

non-convettiva, forniscono per la stella un'età apparente maggiore. Un'altra metodologia per stimare l'età di

un ammasso è di guardare agli oggetti di massa minore. In una stella della sequenza principale, il litio è

rapidamente distrutto nelle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel nucleo; una nana bruna, invece,

può conservarne parte della quantità iniziale. La temperatura di ignizione per il litio è molto bassa, 2,5 milioni

di kelvin, e ciò significa che le nane brune di massa maggiore riusciranno infine a bruciarlo. Determinando il

limite massimo della massa delle nane brune dell'ammasso ancora contenenti litio, è possibile avere un'idea

dell'età dell'ammasso stesso. Applicando questa tecnica alle Pleiadi si è stimata un'età di 115 milioni di anni.

Il moto proprio dell'ammasso lo condurrà fra molti millenni nel futuro a mutare posizione rispetto ad un

osservatore a Terra, che lo vedrà transitare al di sotto del piede di quella che oggi è la costellazione di

Orione. Inoltre, come la maggior parte degli ammassi aperti, le Pleiadi non resteranno gravitazionalmente

vincolate in eterno, ma alcuni membri dell'ammasso saranno espulsi dopo incontri ravvicinati, mentre altri

saranno spogliati di materia da campi gravitazionali mareali. Simulazioni suggeriscono che occorreranno

circa 250 milioni di anni perché l'ammasso si disperda e che le interazioni gravitazionali con nubi molecolari

giganti ed i bracci della Galassia accelereranno il processo.

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Costellazione dei Gemelli

Castore

Origine del Nome

Castore α Gem / α Geminorum / Alfa Geminorum è un sistema stellare visibile

nella costellazione dei Gemelli; si trova a circa 51 anni luce dalla Terra ed è la seconda stella più brillante

della costellazione cui appartiene, dopo Polluce. I nomi delle due stelle derivano dai gemelli della mitologia

greca Castore e Polluce. Nel 1719 James Bradley scoprì che Castore era una binaria visuale, Castore

A di magnitudine apparente 2,0 e di classe A1 vedi classificazione stellare, e Castore B di magnitudine 2,8 e

classe A2-5. Sono separate da circa 3,9 secondi d'arco e hanno un periodo di rivoluzione di circa 445 anni.

Ognuna delle due componenti di Castore è una binaria spettroscopica, il che porta le componenti di Castore

a quattro.

Osservazioni

Il sistema di Castore si può osservare da tutte le aree abitate della Terra, ma principalmente dall'emisfero

boreale: la sua declinazione, pari a circa 32°N, fa sì che alle latitudini scandinave sia circumpolare, mentre

alle latitudini medie europee, mediterranee, statunitensi e dell'Asia centrale resti ben visibile per gran parte

delle notti dell'anno, in particolare da ottobre a metà giugno. Il suo riconoscimento è facilitato dalle presenza,

a pochi gradi di distanza, della stella Polluce, la quale appare leggermente più luminosa, ma comunque

simile; da questa coppia di stelle, rappresentanti le teste dei due gemelli che la costellazione intende

rappresentare, partono due concatenazioni di stelle che sembrano puntare in direzione di Orione. Il sistema

di Castore fa parte dell'associazione stellare che prende il suo nome, l'associazione di Castore, un

gruppo di stelle con un'origine comune del quale fanno parte anche, tra le più

conosciute,Vega, Fomalhaut e Alderamin. La distanza di Castore misurata dal

satellite Hipparcos dal sistema solare è di 51,6 anni luce dalla Terra. Castore non ha un legame

fisico con Polluce, è nella stessa direzione del cielo ma dista 17 anni luce in più, anche se

intrinsecamente più luminoso di Polluce appare meno brillante visto dalla Terra. Oltre ad alcune

nane rosse, le stelle più vicine sono Rho Geminorum, stella di classe F più luminosa del Sole

distante solo 8 anni luce, e 37 Geminorum, di massa 1,1 volte quella solare, a 11 anni luce di

distanza. La stella più brillante vista da un ipotetico osservatore nei pressi del sistema

sarebbe Capella, che a 25 anni luce di distanza avrebbe una magnitudine superiore a -2. A 14 anni

luce di distanza si trova invece Delta Geminorum, e a 17 Pollux, preceduto di poco da55 Cancri.

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Castore A

Castore A consiste di due stelle, chiamate Castore Aa e Castore Ab, distanti solo 3 milioni di km e

orbitanti l'una intorno all'altra con un periodo di 9,21 giorni. Vista la loro vicinanza è abbastanza

difficile distinguere le caratteristiche delle due stelle: Castore Aa dovrebbe essere una stella di

classe A1, molto simile a Sirio, e quindi avente una massa ed un raggio superiori a 2 volte quelli

del Sole. La luminosità è compresa fra 17 e 34 volte quella del Sole, a seconda delle

caratteristiche della sua vicina compagna. Castore Ab è una stella nana, di classe incerta: essa è

almeno M5, ma forse è più luminosa. La sua massa è probabilmente compresa fra il 40 e il 60% di

quella solare. Tuttavia alcune osservazioni hanno riscontrato in Castore Ab fenomeni che paiono

essere tipici delle stelle di classe A, come flare di raggi X o flare a banda larga. Questo ha portato

alcuni a sospettare che Castore Ab sia in realtà una stella molto più massiccia di quanto si sia

finora pensato.

Castore B

Castore B ha una distanza media da Castore A di 100 u.a.. L'alta eccentricità dell'orbita porta

tuttavia le due componenti ad avvicinarsi fino a 71 u.a. alperiapside e ad allontanarsi fino a 138

u.a. all'apoapside Castore B consiste di due stelle, chiamate Castore Ba e Castore Bb, distanti

solo 4 milioni di km e orbitanti l'una intorno all'altra con un periodo di 2,9 giorni. Castore Ba è una

stella di classe A2-5m, avente 1,7 volte la massa del Sole e 1,6 volte il suo raggio. È 14 volte più

luminosa del Sole. Castore Bb è una stella nana di classe incerta: essa è almeno M2, ma forse

appartiene a un tipo più luminoso. La sua massa si aggira fra il 40 e il 60% di quella solare, ma

forse è anche maggiore.

Castore C YY Geminorum

Il sistema composto da Castore A e Castore B ha una debole compagna a circa 72" Castore C o YY

Geminorum che ha la stessa parallasse e moto proprio. Castore C dista dalla coppia AB almeno 1000 u.a.

150 miliardi di km circa e compie un'orbita intorno ai quattro astri centrali in almeno 14 000 anni. Castore C è

lei stessa una binaria spettroscopica, con un periodo orbitale di 19,5 ore. Le due componenti,

chiamate Castore Ca e Castore Cb, sono separate fra loro da meno di 3 milioni di km e hanno una

luminosità totale pari a 5,1% quella solare. Le due stelle, due nane rosse di classe M0,5Ve, hanno un'orbita

quasi circolare il cui piano è posizionato in modo tale che dalla Terra possiamo osservare le due stelle

eclissarsi l'una con l'altra. Castore Ca ha una massa stimata nell'ordine di 0,63 volte quella solare e una

luminosità due centesimi e mezzo quella del Sole. Castore Cb ha una massa stimata nell'ordine di 0,57 volte

quella solare, una luminosità simile a quella di Castore Ca ed hanno un raggio rispettivamente 0,76 e o,68

volte quello del Sole. La magnitudine combinata di questa coppia di stelle è 9,83 Si può quindi considerare

Castore un sistema stellare sestuplo, con sei stelle individuali legate gravitazionalmente.

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Il sistema di Castore osservato da un telescopio

Il Sole visto da Castore, in una simulazione di Celestia, apparirebbe nella costellazione del Sagittario

come una debole stellina di 6a magnitudine, non lontano da Sirio, Procione e Polluce.

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Dati Fisici

CASTORE

Classificazione

Stella Bianca sequenza principale

variabile multipla

Classe Spettrale A1 V – A2 Vm

Distanza dal Sole 51,6

COORDINATE

Ascensione Retta 07h 34

m 36

s

Declinazione 31° 53′ 18″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,3 – 1,6 Raggi Solari

Massa 2,4 – 1,9 Masse Solari

Temperatura Superficiale 10.286 – 8.842 K

Velocità di Rotazione

Luminosità 37 – 13 Luminosità solari

Indice di Colore (BV) 0,04

Età Stimata 200 milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,9 – 2,93

Magnitudine Assoluta 1,70 – 2,61

Velocità Radiale 5,2 km/s

Moto Proprio AR: -206,33 mas/anno - Dec:-148,18 mas/anno

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Polluce

Origine del Nome

La stella deriva il suo nome dall'omonimo Dioscuro, esperto nell'arte del pugilato, figlio, assieme al gemello

Castore, di Zeus e Leda, regina di Sparta. Nella rappresentazione tradizionale della costellazione, le stelle

Castore e Polluce sono identificate con le teste dei due gemelli. Da questa identificazione deriva anche uno

dei nomi arabi di Polluce, Al-Ras al-Tau'am al-Mu'akhar, رخؤملا ماؤتلا سأرلا , che significa la testa del

secondo gemello. La vicinanza apparente delle due stelle e la loro luminosità ha fatto sì che ricevessero un

nome comune in molte culture: in India venivano chiamati Açvini i cavalieri o Mithuna il ragazzo e la ragazza;

in Persia Du Paikar le due figure, nell'antico Egitto rappresentavano due divinità collegate, Horus il giovane e

Horus il vecchio, mentre in Assiria venivano chiamati Mas-mas i gemelli. Nell'antica India Castore e Polluce

erano associate a una delle 27 Nakshatra costellazioni, chiamata Punarvasu, mentre in Cina 北河 Běi Hé,

che significa il Fiume settentrionale, faceva riferimento all'asterismo formato da Castore, Polluce e ρ

Geminorum. Di conseguenza Polluce era conosciuta come 北河三 Běi Hé sān, che significa la terza stella

del Fiume settentrionale In astrologia si crede che Polluce sia connessa con il pianeta Marte e che ne

condivida la natura guerriera. Di conseguenza, si pensa che sia una stella violenta, crudele e tirannica,

sebbene la sua energia possa essere di aiuto, se incanalata in modo costruttivo. Polluce β Gem / β

Geminorum / Beta Geminorum è una stella situata nella costellazione dei Gemelli.

Avendo magnitudine 1,15, essa è la stella più luminosa della costellazione, nonché la

diciassettesima stella più brillante del cielo notturno. È una stella dell'emisfero boreale, ma

comunque le sue possibilità di osservazione dall'emisfero australe sono ampie. Si tratta di

una gigante di colore arancione distante 33,7 anni luce dalla Terra. Ciò la rende la stella gigante a

noi più vicina. Ha un raggio circa 9 volte maggiore di quello del Sole, ed è quaranta volte più

luminosa, mentre la sua temperatura superficiale è inferiore di circa 1000 K. Il suo nome si riferisce

al Dioscuro, figlio di Zeus e Leda.

Osservazioni

Polluce si presenta come un astro di colore arancio chiaro facilmente individuabile sia a causa della

sua luminosità sia per la sua associazione con l'altra stella brillante della costellazione dei

Gemelli, Castore α Geminorum, da cui dista 4° e mezzo. Anche se, solitamente, le lettere

greche della nomenclatura di Bayer vengono assegnate in base alla luminosità, assegnando la lettera α alla

stella più luminosa e via via le altre lettere alle stelle meno luminose, nel caso di Polluce, la cui lettera

identificatrice farebbe pensare a un "secondo posto", non è così. Polluce è infatti nettamente più brillante di

Castore, che ha magnitudine 1,59. Per spiegare questa discrepanza è stato ipotizzato che una delle due

stelle abbia cambiato la propria luminosità negli ultimi secoli. Tuttavia Barrett 2006 contro argomenta che in

primo luogo non si tratterebbe dell'unico caso in cui la sequenza delle lettere non rispetta l'ordine di

luminosità. In secondo luogo, Bayer aveva due buoni motivi per non seguire l'ordine consueto: innanzitutto,

quando si elencano i due Dioscuri, è uso mettere Castore e non Polluce al primo posto; inoltre, trovandosi

Castore a nord-ovest di Polluce, la prima precede la seconda nel suo moto notturno intorno al polo celeste.

Barrett 2006 ne conclude che non è possibile inferire un cambiamento di luminosità delle due stelle sulla

sola base dell'assegnazione delle lettere da parte di Bayer. Avendo declinazione 28°, Polluce è una stella

dell'emisfero boreale; di conseguenza, gli osservatori posti a latitudini settentrionali sono maggiormente

favoriti. Tuttavia, le possibilità di osservazione dall'emisfero australe sono ampie: essa risulta infatti invisibile

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solo dalle regioni antartiche. D'altra parte questa sua posizione non eccessivamente settentrionale, rende

Polluce circumpolare solo a partire dalle regioni in prossimità del circolo polare artico. Polluce è abbastanza

vicina all'eclittica da poter essere occultata dalla Luna, sebbene si tratti di un evento raro, e dai pianeti,

anche se rarissimamente. L'ultima occultazione lunare si è verificata nel 117 a.C.. Dato che il Sole transita

nella costellazione dei Gemelli durante i mesi di giugno e luglio, il periodo più indicato per l'osservazione di

Polluce è quello in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè in corrispondenza dell'inverno

boreale. La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos risalente al 2007 ha

portato a un nuovo calcolo della parallasse di Polluce, che è risultata essere 96,54 ± 0,27. Pertanto la

distanza di Polluce dalla Terra è pari a 1/0,09654 pc, ossia 10,36 pc, equivalenti a 33,78 anni luce. Polluce è

quindi una stella relativamente a noi vicina, che condivide lo stesso ambiente galattico del Sole. In

particolare, si trova come il Sole all'interno della Bolla Locale, una cavità del mezzo interstellare presente

nel Braccio di Orione, uno dei bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Polluce sono

192,22° e 23,31°. Una longitudine galattica di circa 192° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e

Polluce, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro

galattico un angolo di circa 192°. Ciò significa che, preso il Sole come punto di riferimento, il centro galattico

e Polluce si trovano in direzioni quasi opposte. Di conseguenza Polluce è leggermente più lontana dal centro

galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 23° significa che Polluce si trova

poco più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico. Le due stelle più vicine a

Polluce sono due stelle rosse di sequenza principale. Si tratta di VV Lyncis, una stella di classe

spettrale M3,5 V, distante 6,5 anni luce da Polluce e avente magnitudine apparente 11,87[, e di GJ 268.3,

una stella di classe spettrale M0 V, distante 7,7 anni luce da Polluce e avente magnitudine 10,75[. Per

trovare una stella delle dimensioni del Sole bisogna allontanarsi circa 12 anni luce da Polluce, ove si

trova 55 Cancri, una stella binaria, la cui principale ha classe spettrale G8 V e magnitudine 5,95, nota per

possedere un sistema planetario formato da ben 5 pianeti.

Caratteristiche fisiche

Polluce è classificata come K0 IIIb. La classe K raduna le stelle di colore arancione, dovuto a

una temperatura superficiale più bassa di quella del Sole. Le 17 misurazioni della temperatura

superficiale riportate dal sito SIMBAD, effettuate dal 1976 al 2008, variano da 4.750 K a 5.040 K.

La media delle misurazioni è 4.881 K. Aurière et al. 2009 riportano invece 8 valori tratti da

altrettanti articoli, che variano da 4.660 K a 4925 K, la cui media è 4.835 K. Si possono confrontare

questi valori medi con quello della temperatura superficiale del Sole, che è circa 5.800 K, cioè

quasi 1.000 K più elevata. La classe di luminosità III raccoglie invece le stelle giganti, cioè stelle

di massa media o piccola aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno ormai abbandonato

la sequenza principale. La sottoclasse b della classe III raccoglie le giganti meno luminose. C'è un

discreto accordo fra gli studiosi sul fatto che la luminosità di Polluce si aggiri intorno a 40 volte

quella solare. In particolare, Drake e Smith 1991 riportano una luminosità di 39,8 luminosità solari,

Mallik 1999 43,5 luminosità solari, Hatzes & Zechmeister 2007 42,8 luminosità solari, Takeda

2008 38 luminosità solari. Si tratta di valori elevati se paragonati alla luminosità del Sole, ma

abbastanza bassi se paragonati a quelli propri delle stelle giganti. Utilizzando il Navy Prototype

Optical Interferometer installato presso Flagstaff in Arizona, Nordgren e colleghi 2001 hanno

misurato il diametro angolare di Polluce, ottenendo un valore di 7,95 ± 0,09 mas. Alla distanza

calcolata da Hipparcos questo valore corrisponde a un raggio di 8,8 ± 0,1 raggi solari, equivalenti a

33

6,12 milioni di km. La determinazione della massa delle stelle giganti che non facciano parte

di sistemi binari è notoriamente difficile. Infatti, mentre per le stelle di sequenza principale esistono

rapporti definiti fra massa e luminosità, la luminosità delle stelle giganti cambia di molto nel tempo

a seconda del loro stadio evolutivo, sicché, a meno che questo non sia conosciuto con precisione,

non sarà possibile dedurre la massa dalla luminosità. Da questo punto di vista Polluce non fa

eccezione: esistono infatti parecchie incertezze riguardo all'entità della massa di questa stella.

Drake e Smith 1991, basandosi sia sulla posizione di Polluce nel diagramma H-R che sui valori del

raggio e della gravità di superficie della stella, ipotizzano una massa di 1,7 masse solari. Lo stesso

valore è stato proposto anche da Allende Prieto e Lambert 1999, sulla base delle tracce

evolutive di stelle di diversa massa. Lo stesso metodo però ha portato Taketa e altri 2008 a

stimare una massa di 2,31 masse solari. Valori così differenti dipendono principalmente dalla

incerta determinazione della temperatura superficiale della stella e, quindi, dalla non ben nota

posizione sul diagramma H-R. Aurière et al. 2009 sostengono che i dati astrometrici di Polluce in

nostro possesso permettono solo di porre alcune restrizioni sulla massa di Polluce; in particolare

essa è compresa nell'intervallo fra 1,74 e 2,34 masse solari. Gli autori cercano altri modi di

ottenere un valore più preciso della massa della stella, quali l'abbondanza di litio o il rapporto fra

gli isotopi 12C e 13C del carbonio, che variano con il procedere dell'evoluzione stellare. Tuttavia i

dati a disposizione non sono sufficienti per precisare maggiormente il valore della massa di Polluce

rispetto a quanto già i dati astrometrici permettono di fare. La nostra scarsa conoscenza circa la

massa di Polluce ha come conseguenza che non è possibile stabilire con precisione lo stato

evolutivo della stella. In particolare, Drake e Smith 1991 e Aurière et al. 2009 affermano che

Polluce può trovarsi o all'interno del ramo delle giganti rosse o già entro il ramo orizzontale. Non è

cioè chiaro se Polluce stia fondendo l'idrogeno posto intorno a un nucleo di elio inerte o stia invece

già fondendo l'elio in carbonio all'interno del suo nucleo. In ogni caso, il suo destino finale è quello

di divenire una nana bianca fra qualche decina di milioni di anni. Un altro modo per ricavare la

massa di una stella dato il suo raggio sarebbe quello di ottenere un valore preciso della sua gravità

di superficie. Purtroppo anche riguardo a questo dato le misurazioni che si trovano in letteratura

sono molto discordanti fra loro. Il sito SIMBAD riporta 17 misurazioni che variano da log g = 2,24 a

log g = 3,13. Le 8 misurazioni riportate da Aurière et al. 2009 variano invece da 2,52 a 3,15. Si

tratta in entrambi i casi di un intervallo troppo largo per potere concludere alcunché circa la massa

della stella. Le nostre conoscenze riguardanti la metallicità della stella sono poco più precise. Le

19 misurazioni riportate dal sito SIMBAD variano da Fe/H = -0,11 a Fe/H = 0,17. Ciò significa che

Polluce presenta un'abbondanza di elementi chimici più pesanti dell'elio compresa fra 77% e 148%

di quella solare. Una delle misurazioni compiute con strumenti più aggiornati è quella di

Massarotti et al. 2008, che riportano un valore di -0,07. Se ciò fosse corretto, Polluce avrebbe

un'abbondanza di metalli corrispondente a 85% di quella del Sole.

34

Posizione di Polluce e di altre stelle nel diagramma HR

Confronto fra le dimensioni di Polluce e quelle del Sole.

Polluce. La stella luminosa in alto a destra nella fotografia èσ Geminorum.

35

Variabilità e pianeta

Walker et al. 1989 sono stati i primi a notare che la velocità radiale di Polluce presentava delle variazioni.

Sebbene essi osservino che le variazioni esibivano una significativa periodicità, non fanno alcun tentativo di

stabilire un periodo. Larson et al. 1993, dopo avere estensivamente osservato le variazioni di Polluce per un

lasso di tempo di 12 anni, ipotizzano un periodo di 584,65 ± 3,3 giorni e discutono le possibili cause di tale

variabilità. Gli studiosi affermano che esse possono essere dovute o alla rotazione della stella su se stessa o

alla presenza di un pianeta, sebbene la prima ipotesi sia ritenuta quella più probabile. Hatzes & Cochran

1993 rilevano invece un periodo di 558 giorni che attribuiscono o a pulsazioni non radiali della stella o alla

presenza di irregolarità sulla sua superficie che diventano visibili a ogni sua rotazione oppure ancora alla

presenza di un pianeta. Anch'essi ritengono la presenza di un pianeta improbabile e pensano che la

variazione sia dovuta a caratteristiche intrinseche della stella. Tuttavia due articoli pubblicati nel 2006 hanno

riportato in auge l'ipotesi che la variabilità di Polluce sia dovuta alla presenza di un pianeta. Reffert et

al. 2006 hanno investigato la forma delle linee spettrali della stella concludendo che la loro variabilità non

può essere dovuta a pulsazioni non radiali o a irregolarità superficiali, ma solo alla presenza di un

compagno. Assumendo che la massa di Polluce sia 1,86 masse solari, essi concludono che la massa di tale

oggetto ha un minimo di 2,9 ± 0,3 masse solari e un massimo di 33 masse solari. Si tratta pertanto di un

oggetto sub-stellare: un pianeta o una nana bruna. Il periodo orbitale dell'oggetto è 589,7 ± 3,5 giorni,

mentre la distanza dalla stella è 1,69 ± 0,03 u.a.. L'orbita è quasi circolare. Anche Hatzes et al. 2006 portano

dei dati che portano ad escludere che le variazioni nella velocità radiale di Polluce siano dovute a

caratteristiche intrinseche della stella: essi escludono che siano dovute ad attività cromosferica, a pulsazioni

o a irregolarità della superficie. Inoltre, analizzando i dati fotometrici di Hipparcos, essi arrivano alla

conclusione che le variazioni di circa 3 millesimi di magnitudine rilevate dal satellite hanno un periodo di 135

giorni, non correlato con il periodo di 589 giorni della velocità radiale. Il periodo di 135 giorni coincide

probabilmente con il periodo di rotazione della stella. Questo porta un ulteriore argomento per escludere che

il periodo di 589 giorni sia legato a irregolarità superficiali. Il compagno ipotizzato da Hatzes et al. 2006,

chiamato Polluce b, ha le caratteristiche riassunte nel seguente prospetto:

Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità Scoperta

Polluce b Gigante gassoso 2,30 ± 0,45 589,64 giorni 1,64 u.a. 0,02 ± 0,03 2006

Il cielo visto da Polluce

La stella più vicina a Polluce, VV Lyncis, data la sua scarsa luminosità, sarebbe visibile solo con difficoltà a

occhio nudo da un ipotetico osservatore posto sul pianeta di Polluce o su una sua luna, visto che avrebbe

magnitudine 5. Anche il Sole, dalla distanza a cui si trova Polluce, sarebbe poco più luminoso, mentre 55

Cancri brillerebbe di terza magnitudine. Il gemello di Polluce, Castore, dista da esso 17-18 anni luce e

sarebbe una brillante stella di magnitudine -0,75, un po' più luminosa di Canopo, ma non sarebbe la più

luminosa stella dei cieli di Polluce, perché il sistema di Capella, distante solo 24 anni luce, dunque poco più

della metà di quanto non disti dal Sole, arriverebbe ad avere una magnitudine -2, e sarebbe di gran lunga la

36

stella più luminosa. Tra le altre stelle maggiormente conosciute, Aldebaran dista meno di 50 anni luce, e

sarebbe più luminosa che dalla Terra 0,20. Al contrario, Sirio e Vega, rispettivamente a 28 e 48 anni luce,

avrebbero una magnitudine compresa tra 1,2 e 1,5, più deboli che viste dalla Terra. Anche Arturo è più

lontano da Polluce di quanto non lo sia dal Sole, di 10 anni luce circa, e perderebbe di conseguenza oltre

mezza magnitudine rispetto alla visuale terrestre.

Polluce visto dalla distanza di Polluce b 1,6 UA, in una simulazione di Celestia. In alto sono visibili

M31 e Capella.

37

.

38

Dati Fisici

POLLUCE

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K0 IIIb

Distanza dal Sole 33,78 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 07h 45

m 18,95

s

Declinazione 28° 01′ 34,32″

DATI FISICI

Raggio Medio 8,8 Raggi solari

Massa 2,04 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.666 K

Velocità di Rotazione 2,7 km/s

Luminosità 42,8 Luminosità solari

Indice di Colore (BV) 0,96

Età Stimata 1,2 miliardi di anni circa

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,15

Magnitudine Assoluta 1,09

Velocità Radiale 3,33 km/s

Moto Proprio AR:-625,55 mas/anno – Dec:-45,80 mas/anno

39

Alhena

Origine del nome

Alhena γ Gem / γ Geminorum / Gamma Geminorum, chiamata anche Almeisan, è la

terza stella più luminosa della costellazione dei Gemelli, dopo Polluce e Castore. Essa brilla

alla magnitudine 1,95, il che ne fa la quarantunesima stella più luminosa dell'intera volta celeste. Il nome

Alhena deriva dall' Arabo عه ن ه Al Han'ah, che significa marchio a fuoco sul collo del cammello, mentre il ال

nome alternativo Almeisan deriva dall'arabo سان ی م Al Maisan, che significa la splendente. Dista ال

dalla Terra 105 anni luce.

Osservazioni

Alhena è posta nella parte sud-ovest dei Gemelli, in corrispondenza dei piedi di Polluce. Essa inoltre si trova

a nord di uno dei più conosciuti asterismi, quello del Triangolo invernale. Avendo declinazione 16°, cioè

essendo collocata abbastanza vicino all'equatore celeste, benché si tratti di una stella dell'emisfero boreale è

visibile anche in tutte le regioni abitate dell'emisfero australe. Diviene circumpolare solo nelle estreme regioni

settentrionali dell'emisfero boreale, oltre il 74º parallelo, ossia nelle parti più settentrionali della Russia,

del Canada e della Groenlandia. Alhena è una stella sub gigante di classe spettrale A0. La

sua temperatura superficiale di 9.500 K le conferisce un colore bianco. Dalla distanza e dalla magnitudine

apparente si può calcolare la luminosità intrinseca di questa stella, che risulta essere 160 volte quella

del Sole, decisamente più alta di quella delle stelle di classe spettrale A0 appartenenti alla sequenza

principale. In effetti Alhena ha da poco esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo e possiede attualmente

un nucleo inerte di elio che si sta lentamente contraendo. Essa è quindi recentemente uscita dalla sequenza

principale e ha intrapreso il cammino che la porterà a diventare una gigante rossa. La contrazione del nucleo

ne sta facendo aumentare la temperatura: questa sta producendo un innalzamento della luminosità della

stella e l'espansione e il raffreddamento dei suoi strati superficiali. L'abbondanza di metalli di Alhena risulta

essere comparabile a quella solare, mentre la sua velocità di rotazione è 32 km/s, il che le permette di

compiere una rotazione su se stessa in circa 80 giorni. L'espansione a cui la stella sta andando incontro sta

lentamente rallentando la sua velocità di rotazione a causa della legge di conservazione del momento

angolare. Alhena è in realtà una stella doppia, avendo la principale una compagna. Ciò fu scoperto nel 1905.

Non è possibile risolvere le due componenti mediante un telescopio vista la distanza del sistema, quella fra

le due componenti e la loro grande differenza di luminosità. Si è quindi ricorsi a metodi spettroscopici,

misurando le differenze di velocità radiale della principale. Tuttavia il 13 gennaio 1991, l'asteroide 381

Myrrha ha occultato Alhena ed è stato possibile osservare direttamente la secondaria per il breve lasso di

tempo in cui la principale era ancora eclissata dall'asteroide, mentre la secondaria non lo era già più. Il

sistema di Alhena è stato fatto oggetto di numerose indagini e c'è una discreta conoscenza delle sue

caratteristiche. Le difficoltà dello studio del sistema sono determinate dalla combinazione di un periodo

orbitale abbastanza lungo con una eccentricità molto elevata. La secondaria orbita intorno alla principale con

un periodo di 4614.51 giorni, poco più di 12 anni e mezzo, e l'eccentricità dell'orbita è 0,8933. La distanza

media fra le due componenti è di 8,5 unità astronomiche, ma l'alta eccentricità dell'orbita le porta ad

avvicinarsi fino a 1 u.a. al periastro e ad allontanarsi fino a circa 18 u.a. all'afastro. La differenza di luminosità

fra le due componenti dovrebbe aggirarsi intorno alle 6 magnitudini, il che significa che la seconda dovrebbe

avere una luminosità di circa 0,6 luminosità. Ciò non collima del tutto con le masse stimate delle due

componenti: 2,8 masse e 1,07 masse. Secondo la misura della massa infatti la secondaria dovrebbe essere

40

una stella simile al Sole e trovarsi fra le prime sottoclassi della classe spettrale G. Secondo la misura della

differenza di luminosità invece la secondaria dovrebbe essere una stella che si colloca fra le ultime

sottoclassi della classe G e le prime della classe K. L'osservazione diretta durante l'occultamento della

principale tramite l'asteroide ha rivelato che la stella è di colore giallo e che quindi dovrebbe trattarsi di una

stella di classe G. Evidentemente ci sono però ancora troppe incertezze nelle misurazioni, che richiedono

ulteriori studi. In ogni caso dovrebbe trattarsi di una stella di sequenza principale, essendosi le due

componenti formate dalla stessa nuvola di gas ed evolvendo le stelle di massa più grande più velocemente.

Athene

41

Dati Fisici

ATHENA

Classificazione Sub Gigante Bianca

Classe Spettrale A0 IV

Distanza dal Sole 105 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 06h 37

m 42,70

s

Declinazione 16° 23′ 57,31″

DATI FISICI

Raggio Medio 5 Raggi Solari

Massa 2,8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.500 K circa

Velocità di Rotazione 32 km/s

Luminosità 160 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,00

Età Stimata Non determinata

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,90

Magnitudine Assoluta -0,51

Velocità Radiale -12,5

Moto Proprio AR:-2,04 mas/anno – Dec: -66,92 mas/anno

42

Tejat Posterior

Origine del nome

Mu Geminorum Gem μ, μ Geminorum è la designazione di Bayer per una stella nel nord

della costellazione dei Gemelli . Ha il nome tradizionale Tejat posterior , il che significa piede posteriore ,

perché è il piede di Castor , uno dei gemelli Gemini. Questo nome è stato già applicato ad un asterismo

composto da questa stella, con γ Gem Alhena, ν Gem , η Gem (Tejat Prior), e ξ Gem Alzirr). I

nomi Calx latino , che significa tallone, Pish Pai dal persiano Pīshpāy , یاپشیپ, significato zampa

anteriore , e Nuhatai da arabo Al Nuḥātai , la forma duale di Al Nuḥāt , gobba di cammello, sono stati

applicati a Mu Geminorum. In cinese , 井宿 Jǐng Su , il che significa Well, asterismo , si riferisce ad un

asterismo composto da Geminorum μ, γ Geminorum , Geminorum ν, ξ Geminorum , ε Geminorum , 36

Geminorum , ζ Geminorum e λ Geminorum . Di conseguenza , μ stessa Geminorum è noto

come 井宿一 Jǐng Su yī , inglese:. la prima stella di Well

Osservazioni

Mu Geminorum ha una media magnitudine apparente visuale di 2,9, che lo rende il membro più

brillante, quarto dei Gemelli. Da parallasse misurazioni effettuate durante la Hipparcos missione, la

distanza da questa stella è di circa 230 anni luce, 71 parsec . La sua magnitudine visuale è

diminuita di 0,07 punti a causa di estinzione di intervenire gas e polvere. Questa stella è

una variabile irregolare lenta di tipo LB. La sua luminosità varia tra magnitudine 2,75 e 3,02 per un

periodo 72 giorni, con un periodo di 2.000 giorni lungo termine variazione. Si tratta di una gigante

rossa a una classificazione stellare di M3 III, con una temperatura superficiale di 3.773 K, il che

significa che è più luminoso, ma più freddo del nostro sole. La stella è attualmente in ramo

asintotico delle giganti e la produzione di energia attraverso la fusione nucleare di idrogeno ed elio

lungo gusci concentrici che circondano un nucleo inerte di carbonio e ossigeno.

43

Dati Fisici

TEJAT POSTERIOR

Classificazione Gigante rossa

Classe Spettrale M3 III

Distanza dal Sole 240 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 06h 22

m 56,63

s

Declinazione 22° 30′ 48,91″

DATI FISICI

Raggio Medio 104 Raggi Solari

Massa 2,1 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.650 K

Velocità di Rotazione 8,4 km/s

Luminosità 2.700 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,64

Età Stimata

Tipo Variabile L B

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,90

Magnitudine Assoluta -3,3

Velocità Radiale 54,46 km/s

Moto Proprio AR:56,39 mas/anno – Dec:-110,03 mas/anno

44

Mebsuta

Origine del nome

Il Mebsuta nome ha le sue radici nell'antica lingua araba , dove si e Mekbuda stella Zeta Geminorum erano

le zampe di un leone. Mebsuta Mabsūṭah سوطة ب .proviene da una frase riferendosi alla zampa tesa م

In cinese , 井宿 Jǐng Su , il che significa Well asterismo , si riferisce ad un asterismo composto da ε

Geminorum, Geminorum μ , ν Geminorum, Geminorum γ , ξ Geminorum , 36 Geminorum , ζ Geminorum e λ

Geminorum . Di conseguenza , ε Geminorum stesso è conosciuto come 井宿五 Jǐng Su wǔ , inglese:. la

quinta stella di Well)

Osservazioni

Epsilon Geminorum Gem ε, ε Geminorum è una stella nella costellazione dei Gemelli . Ha il nome

tradizionale Mebsuta anche Melboula o Melucta . Epsilon Geminorum si trova sulla gamba destra,

distesa, del gemello Castore . La magnitudine apparente visuale di 3,06 la rende una delle stelle

più brillanti in questa costellazione. La distanza di questa stella può essere determinata

direttamente con parallasse misurazioni, ottenendo un valore di 840 anni luce 260 parsec , anche

se questo risultato ha relativamente grande margine di errore di 40 a.l. 12 pc. Poiché Epsilon

Geminorum si trova vicino alla eclittica può essere occultata dalla Luna o un pianeta . Proprio tale

occultazione ha avuto luogo l'8 aprile 1976 da Marte , che ha permesso dello schiacciamento

atmosfera esterna del pianeta da misurare. In precedenza, la stella è stata occultata da Mercurio il

10 giugno 1940 Lo spettro di questa stella corrisponde a una classificazione stellare del G8 Ib, in

cui la classe di luminosità di Ib indica che si tratta di una minore luminosità stella supergigante . In

alternativa, può essere una stella che è passata attraverso la asintotica ramo delle giganti stadio e

possiede un guscio distaccato di polvere. La massa stimata di questa stella è oltre il 19 volte la

massa del Sole, e di aver ampliato con un raggio misurato a circa 105-175 volte quella del

sole. Dal 1943, lo spettro di questa stella è servito come uno dei punti di ancoraggio stabili, che

sono classificate altre stelle. Epsilon Geminorum si irradia intorno a 8500 volte la luminosità del

Sole dalla sua atmosfera esterna ad una temperatura effettiva di 4662 K. E 'questa temperatura

che dà il color giallo bagliore di una stella di tipo G. Una superficie campo magnetico con una

forza di -0,14 ± 0,19 G è stato rilevato su questa stella. Questo campo topologicamente complesso

è probabilmente generato da una dinamo formata dal profondo zona di convezione nella busta

esterna della stella.

.

45

46

Dati Fisici

MEBSUTA

Classificazione Super Gigante Gialla

Classe Spettrale G8 Ib

Distanza dal Sole 903 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 06h 40

m 55,9

s

Declinazione 25° 57′ 52,2″

DATI FISICI

Raggio Medio 140 Raggi Solari

Massa 8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.662 K

Velocità di Rotazione 8,7 km/s

Luminosità 7.600 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,39

Età Stimata 8,3 Milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,98

Magnitudine Assoluta -4,15

Velocità Radiale 9,9 km/s

Moto Proprio AR:-5,57 mas/anno – Dec:-12,36 mas/anno

47

Costellazione del Cancro

Acubens

Origine del Nome

Acubens - α Cnc - α Cancri - 65 Cancri, è un sistema stellare triplo della costellazione del Cancro di classe

spettrale A5m La lettera 'm' indica che si tratta di stelle con linee metalliche. Il suo nome deriva dalla parola

araba ىنابزلا Az-Zubana che significa pinza del cancro. Assai simile al Sole, dista dalla Terra 174 anni

luce ed ha una magnitudine apparente di solo +4,26 ed è la quarta stella in ordine di luminosità della

costellazione.

Osservazioni

Alpha Cancri α Cnc, α Cancri è un sistema stellare nella costellazione del Cancro . E 'il nome

tradizionale Acubens . Acubens è una quarta magnitudine stelle con una magnitudine apparente di 4,20, il

che rende appena visibile ad occhio nudo in buone condizioni di luce. Tuttavia, è 23 volte più luminosa del

sole. La sua classificazione stellare è A5M. Hipparcos missione ha stimato la distanza di Acubens essere

circa 53 parsec dal sole, pari a circa 174 anni luce di distanza. Dal momento che è vicino alla eclittica , può

essere occultata dalla Luna e molto raramente da pianeti . Il componente principale, α Cancri A , è un

bianco di tipo A- nana di sequenza principale con una magnitudine apparente di 4,26. Il suo compagno,α

Cancri B , è una stella di magnitudine undicesimo. Nel 1836, il suo angolo di posizione è stata osservata a

325 gradi, con una separazione dalla principale stella α Cancri A di 11,3 secondi d'arco . Da studiare la sua

curva di luce durante occultazione, si ritiene che α Cancri A può essere essa stessa una binaria stretta,

costituita da due stelle con luminosità simile e una separazione di 0,1 secondi d'arco .

48

Dati Fisici

ACUBENS

Classificazione Stella Bianca

Classe Spettrale A5m

Distanza dal Sole 174 anni Luce

COORDINATE

Ascensione Retta 08h 58

m 29,2

s

Declinazione 11° 51′ 28″

DATI FISICI

Raggio Medio 1 raggio solare

Massa 2 masse solari

Temperatura Superficiale 8.500 K

Velocità di Rotazione 75 km/s

Luminosità 23 Luminosità solari

Indice di Colore (BV) 0,14

Età Stimata

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 4,20 – 4,27

Magnitudine Assoluta 0,62

Velocità Radiale .13,8 km/s

Moto Proprio AR:41,45 mas/anno – Dec:-29,22 mas/anno

49

Altarf

Origine del nome

Beta Cancri Cnc β, β Cancri è la più brillante stella nella costellazione del Cancro . Ha il nome

tradizionale Tarf o Al Tarf, Altarf, certamente una derivazione da arabo طرف -At ةفرط AT-Tarf l'occhio o ال

ṭarfah lo sguardo del Leone. Si tratta di circa 290 anni luce dalla Terra . Si tratta di un arancio tipo K gigante ,

circa 49 volte il raggio del sole , con una magnitudine apparente di 3,50 e la magnitudine assoluta di -1,25

visivo. Ha una debole, magnitudine, quattordicesima, stella rossa la compagna nana si trova a 29 secondi

d'arco di distanza.

Osservazioni

Al Tarf β Cnc / β Cancri / 17 Cancri, è una stella della costellazione del Cancro. Stella gigante arancione,

di classe spettrale K4IIIBa0.5, dista 290 anni luce e, con una magnitudine apparente di 3,5, è la stella più

luminosa della costellazione. Il nome proprio non è da confondersi con Alterf, nome proprio della stella

Lambda Leonis. Al Tarf è una gigante con una bassa temperatura superficiale di 4000 K circa, con un

diametro una cinquantina di volte quello solare e una luminosità 660 volte a quella solare. Se fosse al posto

del Sole riempirebbe l'orbita di Mercurio. È una stella al bario in uno stato avanzato della sua evoluzione.

Nata come stella di 3 masse solari ha terminato da tempo la fusione dell'idrogeno ed ora sta convertendo

l'elio in elementi più pesanti come carbonio ed ossigeno. Ha una debole compagna di magnitudine 14 a circa

29 secondi d'arco, probabilmente una nana rossa, che sembra avere lo stesso moto proprio. Se fosse una

compagna reale disterebbe almeno 2600 u.a.. dalla principale, considerata però l'enorme distanza non è

possibile stabilire un periodo orbitale, in quanto dovrebbe essere come minimo di 76.000 anni, un tempo

troppo lungo per un qualsiasi studio al riguardo.

50

Dati Fisici

ALTARF o AL TARF

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K4 III

Distanza dal Sole 290 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 08h 16

m 30,92

s

Declinazione 09° 11′ 07,96″

DATI FISICI

Raggio Medio 48 Raggi Solari

Massa

Temperatura Superficiale 4.040 K

Velocità di Rotazione 8 km/s

Luminosità 660 Luminosità solari

Indice di Colore (BV) -0,48

Età Stimata

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,52

Magnitudine Assoluta -1,21

Velocità Radiale 22,91 km/s

Moto Proprio AR:-46,82 mas/anno – Dec:-49,24 mas/anno

51

Asellus Australis

Origine del Nome

Delta Cancri Cnc δ, δ Cancri è una gigante arancione , a circa 180 anni luce di distanza nella costellazione

del Cancro . Ha il tradizionali nome Australis Asellus che in latino significa, sud asino colt . Essa ha anche il

più lungo di tutti i nomi delle stelle conosciute, Arkushanangarushashutu , derivati da babilonese , che

significa la stella del sud-est Granchio. In cinese , 鬼宿 Guǐ Do , che significa fantasma, asterismo , si

riferisce ad un asterismo composto da δ Cancri, θ Cancri , η Cancri e γ Cancri . Di conseguenza, δ Cancri

stesso è conosciuto come 鬼宿四 Guǐ Su Sì , inglese:. la quarta stella di Ghost Dal momento che è vicino

alla eclittica , può essere occultata dalla Luna e molto raramente da pianeti .

Osservazioni

Delta Cancri è stato coinvolto nella occultazione primo registrato, da Giove: L'osservazione più antica di

Giove, che sono a conoscenza che è con quello riportato da Tolomeo nel libro X, cap. Iii sic, del Almagesto,

... quando il pianeta eclissa la stella nota come Delta Cancri. Questa osservazione è stato fatto il 3

settembre, a.C. 240, circa 18h sul meridiano di Alessandria. Allen, 1898, citando Hind The Solar System .

Delta Cancri segna anche il famoso ammasso stellare aperto Presepe o il cluster Beehive , noto anche

come Messier 44. Nei tempi antichi M44 è stato usato come un indicatore del tempo, come la rima seguente

greco Arato Prognostica rivela: Una mangiatoia torbida con entrambe le stelle

Brillante inalterato è un segno di pioggia.

Mentre se l'asino del nord non è disponibile

Con vaporoso sudario, quello con il luccichio sud radiante,

Aspettatevi a sud vento: il sudario vaporoso e splendore

Scambio di Borea foriero stelle.

Allen, 1898

Il significato di questo versetto è che se Asellus Borealis o Gamma Cancris è nascosto dalle nuvole, il vento

sarà da sud e che la situazione sarà invertita se Arkushanangarushashutu è oscurata. C'è qualche dubbio

però per l'accuratezza di queste note come Allen: Il nostro Weather Bureau moderno probabilmente ci

dicono che, se una di queste stelle sono state in tal modo nascoste, l'altro sarebbe anche. Allen, 1898. Ma

Delta Cancri funge anche da più di una semplice guida tempo dubbia: si tratta di un cartello affidabile per

trovare la vivida stella rossa X Cancri come Patrick Moore osserva in sua guida, Stelle del Cielo

meridionale : Nello stesso campo binoculare con Delta Cancri si trova una delle più rosse stelle nel cielo: X

Cancri. Si tratta di un semi-regolare variabile, al massimo sale a magnitudine 5 e mai scende sotto 7,3 in

modo che possa sempre essere vista con un binocolo. Sembra un po’ 'come un carbone ardente piccolo.

Delta Cancri segna anche il radiante del Delta Cancri meteora doccia. Nel 1876, la possibilità di Delta

Cancri avere un compagno di stelle è stata proposta.

52

53

Dati Fisici

ASELLUS AUSTRALIS

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K0 III

Distanza dal Sole 136 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 08h 44

m 41,1

s

Declinazione 18° 09′ 15″

DATI FISICI

Raggio Medio 11 Raggi Solari

Massa 2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.585 K

Velocità di Rotazione 240 giorni

Luminosità 53 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,07

Età Stimata

Tipo Variabile sconosciuto

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,94

Magnitudine Assoluta 0,83

Velocità Radiale 17,1 km/s

Moto Proprio AR:-17,10 mas/anno – Dec:--228,46 mas/anno

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Decapoda

Origine del Nome

Comprendono forme tozze granchi, forme allungate gamberi, e forme che devono proteggere l'addome.

Queste ultime sono chiamate Paguri forme, e comprendono appunto i paguri.

Osservazioni

Iota Cancri ι Cnc, ι Cancri è una stella della costellazione del Cancro, di magnitudine 4. È una gigante

gialla distante 298 anni luce e di classe spettrale G8Iab. Ha una compagna bianco-azzurra di magnitudine

6,6 e di classe spettrale A3V distante non meno di 28.000 u.a., con un periodo di rotazione attorno alla

principale di 65.000 anni.

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Dati Fisici

DECAPODA

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale G8 II

Distanza dal Sole 298 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 08h 46

m 56,63

s

Declinazione 28° 45′ 36,0″

DATI FISICI

Raggio Medio 15 Raggi Solari

Massa 3,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.000 K

Velocità di Rotazione 364 giorni

Luminosità 215 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,98

Età Stimata 260 Milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 4,02

Magnitudine Assoluta -0,77

Velocità Radiale 8,1 km/s

Moto Proprio AR:-23,7 mas/anno – Dec:-43,2 mas/anno

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Tegmen

Origine del Nome

Zeta Cancri ζ Cnc, ζ Cancri è un sistema stellare nella costellazione del Cancro contenente almeno quattro

stelle. Ha il nome tradizionale Tegmen, il guscio del granchio. Il sistema stellare è di circa 83,4 anni

luce dalla Terra , ed ha una combinata magnitudine apparente di 4,67. Poiché ζ Cancri è vicino alla eclittica ,

può essere occultata dalla Luna e, molto raramente, da pianeti . In cinese , 水位 Shuǐ WEI , vale a dire del

livello dell'acqua , si riferisce ad un asterismo composto da ζ Cancri, sei Canis Minoris , 11 Canis Minoris e 8

Cancri . Di conseguenza, ζ Cancri stesso è conosciuto come 水位四 Shuǐ WEI Sì , inglese: la quarta stella

del livello dell'acqua.

Osservazioni

Il sistema di ζ Cancri contiene due coppie di binari, ζ ¹ Cancri e ζ ² Cancri , che sono 5,06 secondi d'arco di

distanza. Questi due sistemi di stelle binarie orbitano intorno al loro centro comune di massa una volta ogni

1100 anni. ζ Cancri può essere risolto come una stella doppia con un piccolo telescopio. La doppia natura

della ζ Cancri è stato scoperto nel 1756 da Johann Tobias Mayer . E 'stato scoperto di essere una stella

tripla nel 1781 da William Herschel quando ha risolto i due componenti che compongono ζ ¹ Cancri. Già nel

1831, John Herschel notò perturbazioni in ζ ² Cancri di orbita attorno ζ ¹ Cancri. Ciò ha portato Otto Wilhelm

von Struve , nel 1871, a postulare un quarto, invisibile, componente che orbita vicino la componente visibile

della ζ ² Cancri. In seguito a osservazioni hanno risolto il quarto componente e hanno indicato che ci

possono essere uno o due più inosservato componenti. I componenti di ζ ¹ Cancri sono indicati ζ Cancri

A e ζ Cancri B . Entrambi sono bianco-gialle nane della sequenza principale di classe

spettrale F .La magnitudine apparente delle due stelle sono 5,58 e 5,99, rispettivamente. Le due stelle sono

separate, a partire dal 2008, di 1 secondo d'arco , che richiede un grande telescopio per risolverli, ma questa

separazione aumenterà fino al 2020 .Essi completeranno un'orbita ogni 59,6 anni. Le masse stimate per la

coppia sono 1,28 e 1,18 masse solari , rispettivamente. I componenti di ζ ² Cancri sono indicati ζ Cancri

C e ζ Cancri D . ζ Cancri C è la più brillante della coppia, con una magnitudine apparente di 6,12. Sembra

essere un giallo tipo G- stella, spesso riportata come G5V, ma ora pensato di essere prima, probabilmente

G0V. Questa stella ha circa 1,15 masse solari . La decima magnitudine ζ Cancri D ha il colore di una nana

rossa , e può in effetti essere una coppia stretta di due nane rosse. La separazione tra C e D è di circa

0,3 secondi d'arco , e il loro periodo orbitale è di 17 anni.

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58

Dati Fisici

TEGMEN

Classificazione Stella Multipla nana Gialla

Classe Spettrale G0 V

Distanza dal Sole 83 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 08h 12

m 12,71

s

Declinazione 17° 38′ 53,3″

DATI FISICI

Raggio Medio 1,5 Raggi Solari

Massa 1,44 Masse Solari

Temperatura Superficiale 6.280 K

Periodo di Rotazione 14,4 ore

Luminosità 3,28 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,54

Età Stimata

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 4,67

Magnitudine Assoluta 2,63

Velocità Radiale -6 km/s

Moto Proprio AR:0,066 mas/anno – Dec:-0,135 mas/anno

59

Costellazione del Leone

Regolo

Origine del Nome

Il nome Regulus fu dato alla stella da Copernico; esso deriva dal latino e significa piccolo re. La sua origine è

da cercare nel nome precedente, Rex, equivalente al Βασιλίσκος di Tolomeo. L'associazione di Regolo con

una figura regale è molto antica, risalente almeno al 3000a. C. Questa associazione deriva sia

dall'identificazione del Leone con il re degli animali, sia dal fatto che nell'antica Persia, Regolo, chiamata

Venant, era la prima delle quattro stelle regali guardiane del cielo, che sovraintendevano alle altre stelle, le

altre tre essendo Aldebaran, Fomalhaute Antares: Regolo era la sentinella delle stelle del sud, Aldebaran di

quelle dell'est, Fomalhaut di quelle del nord e Antares di quelle dell'ovest. Probabilmente questo riferimento

culturale trova origine nel fatto che fra il 3000 e il 2000 a.C. queste quattro stelle marcavano i due solstizi e i

due equinozi e quindi dividevano il cielo in quattro parti. Regolo, in particolare, marcava il solstizio

estivo[11][29]

. Questo posto di preminenza fra le sentinelle del cielo trova riscontro in molti dei nomi che sono

stati attribuiti a Regolo: come Shurru, il re, marcava la quindicesima costellazione zodiacale dei Babilonesi;

in India era Maghā, la potente e presiedeva all'ottava nakshatra asterismi in cui era divisa l'eclittica, formata

dalle stelle che compongono la Falce; in Persia era nominata Miyan, il centro; presso gli accadici era

identificata con Amil-gal-ur, il re della sfera celeste; in Arabia era invece chiamata Malikiyy, che significa

regale. L'associazione con il solstizio d'estate è all'origine di alcuni degli altri nomi attribuiti a Regolo,

quali Gus-ba-ra in ambito mesopotamico, che significa la fiamma o il fuoco rosso, e Achir in Corasmia, con il

significato di possessore di raggi luminosi. Un terzo gruppo di nomi è invece correlato alla posizione di

Regolo sul petto del Leone. A questo attributo si deve il nome greco di Kardia Leontos cuore del Leone e

quello latino di Cor Leonis, tradotto poi in arabo con لب سد ق Qalb al-Asad, avente significato analogo, poi ,األ

corrotto in Kalbelasit, Calb-elez-id, Kale Alased e in altre varianti. In ambiente cinese il nome Heen

Yuen designava una costellazione comprendente molte stelle del Leone, fra cui Regolo, collegata alla

famiglia imperiale. Individualmente, Regolo era chiamata Niau, che significa uccello, in rappresentanza

quindi di uno dei quattro quadranti dello zodiaco cinese: l'Uccello Vermiglio del Sud. Nell'ermetismo Regolo

era una delle 15 stelle fisse, associata al granito come pietra, all'artemisia come pianta e al

simbolo cabalistico . In astrologia si crede che Regolo conferisca caratteristiche che di solito sono

attribuite al leone o caratteristiche regali: mente nobile, coraggio, schiettezza, alte cariche sociali, potere e

ricchezza.

Osservazioni

Regolo Alfa Leonis / α Leonis / α Leo è una stella appartenente alla costellazione del Leone.

Avendo magnitudine apparente 1,40 , essa è la stella più brillante della costellazione nonché la ventunesima

stella più luminosa del cielo notturno terrestre. La sua prossimità all'equatore celeste la rende visibile da tutte

le aree abitate della Terra. Dista dal sistema solare 79 anni luce. Si tratta, in realtà, di un sistema stellare

formato da quattro stelle, disposte in due coppie che orbitano l'una intorno all'altra; la prima coppia è binaria

spettroscopica formata da una stella di classe B di sequenza principale la più vicina alla Terra della sua

classe e, probabilmente, una nana bianca. A circa 4200 u.a. si trovano una nana arancione e una

debole nana rossa che formano una coppia di stelle distanti tra loro circa 100 u.a.. Il nome Regulus deriva

dal latino e significa piccolo re. Regolo appare come una stella di colore bianco-azzurro facilmente

60

individuabile per la sua brillantezza e per l'appartenenza a uno degli asterismi più luminosi e caratteristici,

quello della Falce. È formato da cinque stelle, la cui disposizione ricorda bene la forma di una falce: Regolo,

la più luminosa e la più meridionale del gruppo, assieme a η Leonis ne costituisce il

"manico";Algieba, Adhafera, Ras Elased Borealis e Ras Elased Australis, che nella costellazione

rappresentano il collo e la testa del Leone, nell'asterismo rappresentano invece la lama della falce.

Avendo declinazione 10°, Regolo è una stella dell'emisfero boreale. Tuttavia la sua vicinanza all'equatore

celeste, la rende visibile da tutte le aree popolate della Terra. In particolare, essa risulta invisibile solo dalle

regioni più interne del continente antartico. D'altra parte la sua posizione la rende circumpolare solo nelle

vicinanze polo nord. Fra le stelle di prima magnitudine, Regolo è quella più vicina all'eclittica. In particolare

il Sole passa a meno di mezzo grado a sud di Regolo il 23 agosto. Di conseguenza Regolo è

regolarmente occultata dalla Luna e, più raramente, dai pianeti e dagli asteroidi. L'ultima occultazione da

parte di un pianeta risale al 7 luglio 1959, quando Regolo fu occultata da Venere. La prossima cadrà il primo

ottobre 2044 sempre da parte di Venere. Nei prossimi millenni Regolo sarà occultata da Venere e Mercurio,

ma non dagli altri pianeti a causa della posizione dei loro nodi ascendenti. Per quanto riguarda gli asteroidi,

l'ultima occultazione risale al 19 ottobre2005, quando Regolo fu occultata da 166 Rhodope: l'evento, della

durata di due secondi, è stato visibile in Portogallo, Spagna, Italia, Grecia e Turchia. È previsto che la

prossima occultazione avverrà il 20 marzo 2014 da parte di 163 Erigone: essa sarà visibile in una fascia di

circa 70 km che va dall'Ontario, in Canada, a New York. Passando il Sole nelle vicinanze di Regolo il 23

agosto, il periodo più indicato per l'osservazione di questa stella è quello in cui il Sole si trova nella parte

opposta dell'eclittica, cioè nel tardo inverno e nell'inizio della primavera boreali. Tuttavia, data la sua

posizione sulla sfera celeste, Regolo è visibile per qualche ora della notte quasi tutto l'anno. L'unico periodo

di invisibilità si verifica nel mese intorno al 23 agosto, quando il Sole è troppo vicino perché la stella possa

essere osservata. La levata eliaca avviene per la maggior parte delle regioni della Terra nella prima

settimana di settembre.

L’asterismo della Falce

61

La struttura della Bolla Locale. Si apprezza la posizione di Regolo, del Sole e di altre stelle.

L'immagine è orientata in modo che le stelle più vicine al centro galattico si trovino nella parte alta

della stessa.

L'oggetto brillante sulla sinistra è Regolo. La debole macchia chiara al centro è la galassia nana

sferoidale UGC 5470.

62

Foto di Regolo

63

Dati Fisici

REGOLO

Classificazione Stella Bianco Azzurra

Classe Spettrale B7 V – K2 V – M4 V

Distanza dal Sole 79,3 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 10h 08

m 22,31

s

Declinazione 11° 58′ 01,95″

DATI FISICI

Raggio Medio Equatoriale 4,21 – Polare 3,22 Raggi Solari

Massa 4,15 Masse Solari

Temperatura Superficiale 12.080 K

Periodo di Rotazione 14,63 ore

Luminosità 341 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,09

Età Stimata 900 Milioni di anni

Velocità di Rotazione 337 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,40 – 8,13 – 13,1

Magnitudine Assoluta -0,52 – 6,21 – 11,18

Velocità Radiale 5,9 km/s

Moto Proprio AR:-248,73 mas/anno – Dec:5,59 mas/anno

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Algieba

Origine del Nome

Algieba γ Leo / γ Leonis / Gamma Leonis è una stella doppia gigante appartenente

alla costellazione del Leone. Il nome Algieba deriva dall'arabo بهة ج .Al-Jabhah, che significa la fronte ال

Nonostante tale significato, la stella appare posizionata nella criniera del Leone. D'altra parte il suo nome

proprio era originariamente applicato a molte delle stelle della Falce, asterismo di cui Algieba fa parte e che

costituisce la parte anteriore della costellazione del Leone. Pur essendo posta nell'emisfero nord, è

abbastanza vicina all'equatore celeste da essere visibile in tutte le regioni popolate dell'emisfero australe. Il

sistema brilla alla magnitudine apparente di 1,98. Algieba dista dalla Terra circa 126 anni luce.

Osservazioni

γ Leonis è un sistema costituito da una stella di magnitudine apparente 2,28, denominata Algieba A e da una

stella più debole, di magnitudine 3,51, denominata Algieba B. Il sistema è caratterizzato da un elevato moto

proprio (circa quattro volte il normale), segno che esso probabilmente proviene dall'alone galattico e che solo

provvisoriamente sta visitando il disco.

Algieba A

Algieba A è una stella giallo-arancione di classe spettrale K0 IIIb, la cui temperatura superficiale si aggira

intorno ai 4.300 K. Essa è 320 volte più luminosa del Sole. Il suo raggio, come ci si aspetta da una stella

gigante, è notevolmente più grande di quello del Sole: in una misurazione del 2009 esso è calcolato essere

circa 31 volte quello solare. Da questi parametri si può inferire una massa pari a 1,23 volte quella solare.

Come tutte le giganti, Algieba A ruota lentamente su se stessa: la sua velocità di rotazione è

1,5 Km/s all'equatore. Se questa misura e quella del raggio sono corrette, allora la stella impiega ben 4 anni

per compiere una rotazione completa. Sebbene questa stella abbia sicuramente esaurito l'idrogeno del suo

nucleo, non è chiaro a quale preciso stadio della sua evoluzione si trovi. Potrebbe avere un nucleo inerte

di elio oppure avere già iniziato la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. La composizione chimica della

superficie suggerisce che la seconda possibilità è la più probabile. Come la sua compagna, Algieba A è

povera di metalli: ne possiede circa un terzo di quelli posseduti dal Sole. L'età stimata di questa stella è

almeno 2 miliardi di anni.

Algeiba B

Algieba B è meno conosciuta della sua più brillante compagna. Si tratta di una stella di classe spettrale G7

IIICN-05. Questo significa che ha un colore più tendente al giallo della compagna e una temperatura

superficiale maggiore circa 5.000 K. Inoltre la lettera C indica che nell'atmosfera della stella è presente più

carbonio del normale. L'usuale interpretazione di questo fenomeno è che all'interno della stella si stia

verificando la fusione dell'elio in carbonio tramite il processo tre alfa e che episodi convettivi portino in

superficie il prodotto di tale processo. Questo è un indizio che la coppia di stelle stia fondendo l'elio in

carbonio e ossigeno. La luminosità di Algieba B è stimata essere circa 50 volte quella solare e il suo raggio

10 volte quello del Sole.

Orbita e Pianeti

γ Leonis appare ad occhio nudo come un'unica stella, ma basta un modesto telescopio per risolvere le due

componenti. Attualmente esse sono staccate di 4,24 secondi d'arco, che alla distanza stimata di 126 anni

luce corrispondono ad almeno 80 UA, cioè il doppio della distanza di Plutone dal Sole. Poiché dalla scoperta

della duplicità di Algieba solo un piccolo tratto dell'orbita è stato osservato, è difficile stabilirne con precisione

i parametri: è stato comunque ipotizzato un periodo orbitale di 510 anni e una eccentricità di 0,84. Il

6 novembre 2009 è stata annunciata la presenza intorno a Algieba A di un sistema planetario. Misurando

la velocità radiale della stella è stato possibile individuare la presenza di un massiccio pianeta avente 8.78 ±

65

1.0 volte la massa di Giove che orbita intorno ad Algieba A con un periodo di 428.5 ± 1.25 giorni alla

distanza di 1,19 u.a.. Inoltre, le misure sembrano indicare la presenza di un secondo pianeta, avente una

massa 2,14 volte quella di Giove, che orbiterebbe alla distanza di 2,6 u.a. in 1340 giorni. Tuttavia la

presenza di questo secondo pianeta non è certa in quanto la variazione nella velocità radiale che ne

suggerirebbe la presenza potrebbe essere dovuta anche alla rotazione della stella su se stessa. Segue un

prospetto delle principali caratteristiche del sistema planetario:

Rappresentazione artistica di Algieba Ab

66

Dati Fisici

ALGEIBA A e B

Classificazione Doppia Gigante

Classe Spettrale K0 IIIb – G7 IIICN

Distanza dal Sole 126 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 10h 19

m 58,35

s

Declinazione 19° 50‘ 29,36″

DATI FISICI

Raggio Medio 31,88 – 10 Raggi Solari

Massa 1,23 .- nc Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.330 – 4.980 K

Periodo di Rotazione 1.474 giorni

Luminosità 320 – 50 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,20

Età Stimata 2 miliardi di anni

Velocità di Rotazione 1,5 – nc km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,28 – 3,51

Magnitudine Assoluta -0,92 - nd

Velocità Radiale -36,34km/s

Moto Proprio AR:310,77 mas/anno – Dec:-152,88 mas/anno

67

Denebola

Origine del Nome

Denebola β Leo / β Leonis / Beta Leonis è la terza stella più luminosa della costellazione del Leone. Il suo

nome deriva dall'arabo سد ب اال Deneb Alased, pron. IPA /ðanab al-asad/ la coda del Leone, in quanto per ذن

la sua posizione nella costellazione rappresenta la coda del Leone il nome di Deneb nella costellazione

del Cigno ha un'origine simile. Denebola è una stella di classe spettrale A3-V, con

una temperatura superficiale di circa 8500 K, situata a circa 36 anni luce di distanza da terra. Possiede più

del doppio della massa del Sole, è una volta e mezza il suo diametro ed ha una luminosità circa 12 volte

superiore a quella solare. La sua magnitudine apparente è di 2,13. Denebola è una stella variabile Delta

Scuti, il che significa che la sua luminosità varia molto lievemente nel corso di un paio d'ore.

Osservazioni

Denebola mostra un forte eccesso di radiazione nella lunghezza d'onda degli infrarossi, il che sta a

significare che in orbita attorno alla stella potrebbe trovarsi un disco di polveri a bassa temperatura. Come si

ritiene che anche il nostro Sistema Solare abbia avuto origine da un simile disco, così Denebola e stelle

simili, come Vega e Beta Pictoris, potrebbero essere candidate ad ospitare dei pianeti extrasolari. La polvere

che circonda Denebola ha una temperatura di circa 120 K. Sono stati fatti in seguito dei tentativi di

visualizzare il disco circumstellare, ma senza successo; da ciò è chiaro che il disco è molto più piccolo di

quello che circonda, ad esempio, Beta Pictoris, molto spesso rappresentato. Recenti studi in

ambito cinematico hanno rivelato che Denebola fa parte di un'associazione stellare chiamata

superammasso IC 2391. Tutte le stelle che fanno parte di questo raggruppamento presentano un moto

simile, anche se non sono legate da vincoli gravitazionali. Si ipotizza dunque che tali stelle siano nate nello

stesso luogo e che inizialmente formassero un ammasso aperto; altre stelle di questo ammasso sono Alfa

Pictoris, Beta Canis Minoris e gli altri membri dell'ammasso aperto IC 2391. Sono stati identificati in tutto più

di 60 probabili membri.

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Dati Fisici

DENEBOLA

Classificazione Sequenza Principale

Classe Spettrale A3 V

Distanza dal Sole 36 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 11h 49

m 03,60

s

Declinazione 14° 34′ 19,0″

DATI FISICI

Raggio Medio 1,5 Raggi Solari

Massa 2,3 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.500 K

Periodo di Rotazione 1.265 giorni

Luminosità 12 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,09

Età Stimata

Tipo Variabile Delta Scuti

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,13

Magnitudine Assoluta 1,91

Velocità Radiale -0,2 km/s

Moto Proprio AR:-499,02 mas/anno – Dec:-0,13,78 mas/anno

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Zosma

Origine del nome

Zosma, dal greco, che significa cintura . Conosciuto anche come Zubra. Delta Leonis δ Leonis / δ Leo è una

stella stella appartenente alla costellazione del Leone di magnitudine 2,56 distante 58 anni luce dalla Terra.

È conosciuta anche con i nomi tradizionali di Zosma e di Duhr, mentre nomi più raramente usati sono quelli

di Zozca, Zosca, Zubra, e Dhur. Fa parte dell'associazione stellare dell'Orsa Maggiore, un gruppo di stelle

con la stessa origine e lo stesso moto proprio nello spazio.

Osservazione

Delta Leonis è una stella bianca di sequenza principale di classe spettrale A4V. L'abbondanza in ferro pare

simile a quella del Sole Fe/H = 0,06, e pare essere una variabile Delta Scuti, con una variazione di 0,3

magnitudini nella sua luminosità, che è mediamente quasi 30 volte quella solare. La massa e il raggio di

Delta Leonis sono poco più del doppio di quelli del Sole e con un'età stimata superiore ai 700 milioni di anni,

si presume che tra 300 o 400 milioni di anni terminerà la sua permanenza nella sequenza principale per

entrare nello stadio di gigante rossa.

70

Dati Fisici

ZOSMA

Classificazione Bianca con sequenza principale

Classe Spettrale A4 V

Distanza dal Sole 57,7 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 11h 14

m 06.50

s

Declinazione 20° 31′ 25,39″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,28 Raggi Solari

Massa 2,12 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.180 K

Velocità di Rotazione 180 km/s

Luminosità 28 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,13

Età Stimata 720 Milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,53

Magnitudine Assoluta 1,11

Velocità Radiale -20,2

Moto Proprio AR:143,42 mas/anno – Dec:-129,88 mas/anno

71

Ras Elased Australis

Origine del nome

Epsilon Leonis Leo ε, ε Leonis è la più brillante quinta stella nella costellazione del Leone , coerente con la

sua designazione Bayer Epsilon. La stella ha i nomi tradizionali Ras Elased Australis , Asad

Australis e Algenubi , i quali derivano dall'arabo سد رأس ي األ نوب ج Ras al-'Asad al-Janubi, che significa il sud ال

stella della testa del leone; australis è latino per meridionale.

Osservazioni

Epsilon Leonis ha una classificazione stellare di G1 II, con la classe di luminosità di II indica che, all'età

di 162 milioni anni , si è evoluto in un gigante luminoso . E 'molto più grande e più luminosa del Sole, con

una luminosità 288 volte e un raggio di 21 volte il sole. Di conseguenza, la sua magnitudine assoluta è in

realtà -1,49, ed è una delle stelle più luminose della costellazione, in modo significativo più che la sua stella

alfa,Regulus . Algenubi di luminosità apparente , però, è solo 2.98. Data la sua distanza di circa 247 anni

luce 76 parsec , la stella è più di 3 volte la distanza dal Sole di Regulus. A questa distanza, la magnitudine

visuale di Epsilon Leonis è diminuita di 0,03 a seguito di estinzione causata intervenendo gas e polveri.

Algenubi presenta le caratteristiche di una Cefeide come variabile , cambiando da un ampiezza di

0,3 magnitudo ogni pochi giorni. Ha circa quattro volte la massa del Sole e di una velocità di rotazione

previsto di 8,1 km s . Sulla base della sua abbondanza di ferro, la metallicità della atmosfera esterna

stella è solo circa il 52% del del Sole.. Cioè, l'abbondanza di elementi diversi da idrogeno ed elio che è circa

la metà al sole.

72

Dati Fisici

RAS ELASED AUSTRALIS

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale G1 II

Distanza dal Sole 247 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 09h 45

m 51,07

s

Declinazione 23° 46′ 27,32″

DATI FISICI

Raggio Medio 21 Raggi Solari

Massa 4 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.248 K

Velocità di di Rotazione 8,1 km/s

Luminosità 288 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,80

Età Stimata 162 milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,98

Magnitudine Assoluta -1,49

Velocità Radiale 4,86 km/s

Moto Proprio AR:-45,61 mas/anno – Dec:-9,21 mas/anno

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Coxa

Origine del nome

Theta Leonis θ Leonis, θ Leo è la sesta stella più brillante della costellazione del Leone. Di magnitudine

apparente 3.33, dista 165 anni luce dal sistema solare. E' conosciuta anche col nome tradizionale

di Chertan e Chort; Chertan deriva dall'arabo al-kharātān, che significa due piccole costole, riferendosi in

origine sia a Theta Leonis che a Dhur δ Leonis. In Cina era invece conosciuta come Tsze Seang, il secondo

ministro dello stato.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale,

può essere osservata da tutte le aree popolate della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord siano

più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile

solo in prossimità dell'Antartide. Essendo di magnitudine 3,33 la si può osservare anche dai piccoli centri

urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua

individuazione. È una stella bianca di sequenza principale di tipo spettrale A, avente una massa quasi tripla

rispetto al Sole ed una luminosità 120 volte superiore Chertan iniziò la sua vita circa 450 milioni di anni fa

come una calda stella di classe B8, e nonostante sia classificata in molte pubblicazioni come di sequenza

principale si pensa che sia al confine con lo stato di sub gigante. Nonostante ruoti su se stessa molto più

velocemente del Sole, impiegando circa 9 giorni ad effettuare una rotazione, a 23 km/s, la sua rotazione è

lenta rispetto ad altre stelle della sua classe .

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Dati Fisici

COXA

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale A2 V

Distanza dal Sole 165 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 11h 14

m 14,41

s

Declinazione 15° 25′ 46,45″

DATI FISICI

Raggio Medio 4,3 Raggi Solari

Massa 3 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.300 K

Velocità di di Rotazione 23 km/s

Luminosità 120 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,01

Età Stimata 450 milioni di anni

Tipo Variabile

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,33

Magnitudine Assoluta -0,19

Velocità Radiale -7,6 km/s

Moto Proprio AR:-60,31 mas/anno – Dec:-79,10 mas/anno

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Wolf 359

Origine del nome

Wolf 359 è una stella nana rossa apparentemente trascurabile di magnitudine 13,53 del tutto invisibile ad

occhio nudo e difficile da scorgere anche nella maggior parte dei telescopi amatoriali nella costellazione

del Leone. È però la quinta stella in ordine di distanza dalla Terra senza contare il Sole e la scoperta

dell'astronomo Max Wolf, da cui prende il nome si deve al suo grande moto proprio oltre 4,5 secondi d'arco

all'anno. Essendo vicinissima ma non visibile, segue immediatamente che Wolf 359 è una delle stelle più

deboli in assoluto che si conoscano. Probabilmente l'universo ne è pieno ma, data la scarsa magnitudine,

astri di questo tipo ci risultano invisibili. Una ricerca eseguita con il Telescopio Spaziale Hubble non ha

evidenziato la presenza di pianeti gioviani orbitanti attorno alla stella.

Osservazioni

Wolf 359 ha una classificazione stellare di M6.5, anche se diverse fonti elencare una classe spettrale di

M5.5, M6 o M8. Una stella di tipo M è noto come una nana rossa : si chiama rosso perché l'emissione di

energia della stella raggiunge un picco nelle parti rossa e infrarossa dello spettro. Wolf 359 ha una

luminosità molto bassa, emettendo circa 0,1% della energia solare . Se fosse spostata nella posizione del

Sole, sembra dieci volte più luminosa della Luna piena . In circa il 9% della massa solare , Wolf 359 è

appena sopra il limite più basso in cui una stella in grado di eseguire la fusione dell'idrogeno attraverso

il protone-protone reazione a catena : l'8% della massa solare. Oggetti Sub stellari sotto di tale limite sono

noti come nane brune . Il raggio di Wolf 359 è circa il 16% del raggio solare , o circa 110.000 km. A titolo di

confronto, il raggio equatoriale del pianeta Giove è 71492 km, che è il 65% più grande come Wolf 359 è. La

stella intera sta subendo convezione , per cui l'energia generata il nucleo viene trasportata verso la

superficie del convettiva moto di plasma , piuttosto che la trasmissione attraverso radiazioni . Questa

circolazione ridistribuisce qualsiasi accumulo di elio che è generato attraverso la nucleo sintesi stellare al

centro tutta la stella. Questo processo permette la stella di rimanere sulla sequenza

principale come idrogeno stella fusione proporzionalmente più di una stella come il Sole dove elio si

accumula costantemente al centro. In combinazione con un tasso più basso di consumo di idrogeno a causa

della sua bassa massa, la convezione permetterà Wolf 359 di rimanere una stella di sequenza principale per

circa otto trilioni di anni. Una ricerca di questa stella dal telescopio spaziale Hubble non hanno rivelato

compagni stellari, anche se questo non esclude la presenza di piccoli compagni che si trovano sotto il limite

di rilevazione del telescopio, come un pianeta in orbita intorno all'interno di una unità astronomica della

stella. No eccesso di emissione infrarossa è stato rilevato, che potrebbe indicare la mancanza di un disco di

detriti in orbita attorno ad essa. velocità radiale misure di questa stella con la Near Infrared Spectrometer

NIRSPEC, strumento al Keck II Osservatorio non hanno rivelato eventuali variazioni che altrimenti

potrebbero indicare la presenza di un compagno orbitante. Questa strumentazione è abbastanza sensibile

per rilevare le perturbazioni gravitazionali enormi, compagni di breve periodo con la massa di Nettuno o

superiore.

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Wolf 359 è la stella di color arancio situata appena sopra al centro di questa astro foto del 2009

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Dati Fisici

WOLF 359

Classificazione Nana Rossa

Classe Spettrale M6 V

Distanza dal Sole 7,78 anni luce

COORDINATE

Ascensione Retta 10h 56

m 29,2

s

Declinazione 07° 00′ 53″

DATI FISICI

Raggio Medio 0,19 Raggi Solari

Massa 0,09 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.500 K

Velocità di di Rotazione

Luminosità 0,00002 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 2,01

Età Stimata 10 miliardi di anni circa

Tipo Variabile A Brillamento

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 13,53

Magnitudine Assoluta 16,64

Velocità Radiale 15 km/s

Moto Proprio AR:-3828 mas/anno – Dec:-2720 mas/anno

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Costellazione della Vergine

Spica

Origine del nome

Il nome Spica deriva dalla parola latina spica virginis che significa la spiga di grano della Vergine, in

riferimento alla pianta che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio

dello zodiaco. L'identificazione della costellazione con una figura femminile si perde nella notte dei tempi,

avendo riscontro, oltre che in ambiente latino, in ambiente greco dove era spesso identificata

con Persefone, antico egiziano dove era identificata a volte con Iside, sumerico dove era identificata

con Ištar e indiano dove era identificata con Kanya, la madre del dio Krishna. L'associazione della figura

femminile con il grano deriva invece probabilmente dal fatto che essa è visibile appena dopo il tramonto a

ovest durante la stagione della mietitura. Anche questa associazione della Vergine e, in particolare, di Spica

con il grano è diffusa in vari ambienti culturali da almeno 2000 anni. Per esempio, uno dei nomi greci di

Spica era Στάχυς, che probabilmente significava spiga, così come l'ebraico Shibbōleth, il siriano Shebbeltā,

il persiano Chūshe e il turco Salkim; allo stesso modo, i nomi arabi Sunbulah e Al ʽAdhrā' significavano

rispettivamente spiga e vergine". Un altro nome arabo era سماك زل ال Al Simak al A’zal, che significava il ,األع

Simak disarmato, essendo invece Arturo Al Simak al Ramih, il Simak armato. Il significato di Simak è incerto,

mentre il riferimento al possedere o meno le armi deriva probabilmente dal fatto che nelle vicinanze di Arturo

sono visibili delle stelle, seppure deboli, mentre Spica appare più isolata nel cielo: η Bootis Mufrid, insieme

ad altre stelle, potrebbe quindi costituire la lancia di Arturo, mentre Spica ne sarebbe priva. Da Al Simak al

A’zal deriva il medioevale Azimech. Per i cinesi la stella era conosciuta con il nome di Kió 角宿一 il corno;

essa apparteneva a Jiao Xiu, una delle costellazioni cinesi; in tempi più antichi Spica veniva chiamata

anche Keok o Guik, la stella di primavera. Per i babilonesi rappresentava la sposa di Bel, e come Sa-Sha-

Shirū, la cintura della Vergine, rappresentava il ventesimo asterismo dell'eclittica. Un nome usato dagli

antichi egizi era Lute-Bearer, ma era chiamata anche Repā, il Signore, e si pensa che uno

dei templi di Tebe fosse stato costruito orientandolo verso Spica. Nell'astronomia Indù invece veniva

chiamata Citra ed era la stella associata al dodicesimo Nakshatra costellazione, la quale aveva una lampada

o una perla come simbolo e Vishvakarman, l'architetto dell'universo, come divinità collegata. In astrologia si

crede che Spica porti successo, celebrità, ricchezze, un carattere dolce, amore per l'arte e la scienza, ma

anche mancanza di scrupoli, sterilità e una tendenza all'ingiustizia verso gli innocenti.

Osservazioni

Spica α Vir / α Virginis / Alfa Virginis, detta anche Spiga, è una stella situata

nella costellazione della Vergine. Avendo magnitudine 1,04, essa è la stella più luminosa della costellazione,

nonché la quindicesima stella più brillante del cielo notturno. La sua vicinanza all'equatore celeste la rende

visibile da tutte le regioni popolate della Terra. Distante circa 250 anni luce dal Sole, si tratta in realtà di

un sistema binario spettroscopico formato da due luminose stelle azzurre di classe spettrale B, di cui la

primaria ha già abbandonato la sequenza principale. Data la vicinanza fra le due componenti, le forze

mareali distorcono la forma dei dischi stellari che in virtù di ciò non sono sferici ma ellissoidali. Il suo nome

deriva dalla parola latina spica virginis che significa la spiga di grano della Vergine, in riferimento alla pianta

che la Vergine regge in mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello zodiaco Spica si

presenta come una stella di colore azzurro molto intenso che può essere individuata facilmente in cielo

seguendo l'arco formato dalla coda dell'Orsa Maggiore fino ad Arturo α Bootis, e proseguendo la linea per un

tratto uguale al primo fino a Spica. La distanza angolare fra le stelle della coda dell'Orsa e Arturo è di 31°,

mentre Arturo e Spica distano 34°. Con Arturo e Denebola β Leonis, Spica forma il cosiddetto Triangolo di

Primavera, così chiamato per il fatto che la sua massima visibilità, nell'emisfero boreale, cade nei mesi

primaverili: Arturo ne marca l'angolo nord, Spica quello meridionale e Denebola quello occidentale. Si tratta

di un triangolo quasi equilatero in quanto la distanza di Spica da Denebola è circa 35°, così come quella di

Arturo da Denebola. Se oltre a queste tre stelle, si considera ancheCor Caroli α Canum Venaticorum, esse

compongono un quadrilatero, formato dall'unione di due triangoli, uno dei quali è il Triangolo di Primavera e

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l'altro, più piccolo, è quello formato da Arturo, Denebola e Cor Caroli. Questo asterismo è

chiamato Diamante della Vergine, sebbene delle quattro stelle che lo formano solo Spica appartenga a

questa costellazione. Avendo declinazione -11°, Spica è una stella dell'emisfero australe. Tuttavia essa è

sufficientemente vicina all'equatore celeste da essere visibile da tutte le zone popolate della Terra. In

particolare, essa nell'emisfero boreale non sarà visibile solo più a nord del 79º parallelo, cioè solo dalle

estreme regioni settentrionali del Canada e della Groenlandia. D'altra parte questa sua posizione fa sì che

appaia circumpolare solo dalle regioni antartiche.. Spica si trova localizzata vicino all'eclittica, per cui talvolta

può essere occultata dalla Luna e, anche se molto raramente, dai pianeti. L'ultima occultazione planetaria,

da parte di Venere, avvenne il 10 novembre del 1783, mentre la prossima, da parte dello stesso pianeta,

avverrà il 2 settembre 2197. Spica è, assieme a Regolo, l'unica stella di prima magnitudine che è stata

occultata da pianeti nelle ultime migliaia di anni e condividerà con Regolo questa caratteristica anche per le

prossime migliaia di anni. Il Sole passa poco più di 2° a nord di Spica il 16 ottobre di ogni anno, mentre

la levata eliaca dell'astro avviene circa due settimane più tardi. Ne consegue che i mesi migliori per

l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè in

corrispondenza della primavera boreale. Si pensa che Spica sia stata la stella che permise ad Ipparco,

attorno al 130 a.C., di scoprire laprecessione degli equinozi. Il tempio di Tebe in Egitto fu costruito

allineandolo con Spica attorno al 3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma rilevabile

cambiamento di orientazione del tempio. Anche Niccolò Copernico fece molte osservazioni su Spica per le

sue ricerche sulla precessione.

Ambiente Galattico

La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos ha portato a un nuovo calcolo

della parallasse di Spica, che è risultata essere 13,06 ± 0,70 mas. Pertanto la distanza di Spica dalla Terra è

pari a 1/0,01306 pc, ossia 76,56 pc, equivalenti a 250 ± 13 anni luce. Ciò colloca Spica al di fuori della Bolla

Locale e all'interno della Bolla Loop I, una cavità (superbolla) del mezzo interstellare situata nel Braccio di

Orione, il nostro braccio di spirale della Via Lattea; dalla nostra posizione si osserva in direzione del centro

galattico, fra lo Scorpione e il Lupo. Le coordinate galattiche di Spica sono 316,11° e 50,84°. Una longitudine

galattica di 316° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Spica, se proiettata sul piano galattico,

forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 316°. Ciò significa che

Spica è leggermente più vicina al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco

più di 50° significa che Spica si trova notevolmente più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il

centro galattico.

La struttura della Bolla Locale. Si apprezza la posizione di Spica, in altro a destra nell'immagine

80

Spica è rintracciabile prolungando la direttrice che va da Rho Boötis ad Arturo.

Il Triangolo di Primavera.

81

Foto di Spica

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Dati Fisici

SPICA

Classificazione Sistema Binario

Classe Spettrale B1 III – IV - B2 V

Distanza dal Sole 250 anni luce

Tipo Variabile Beta Cefei

COORDINATE

Ascensione Retta 13h 25

m 11,57

s

Declinazione -11° 09′ 40,75″

DATI FISICI

Raggio Medio 7,40 – 3,64 Raggi Solari

Massa 10,25 – 6,97 Masse Solari

Temperatura Superficiale 22.400 – 1.000 K

Velocità di di Rotazione 199 – 87 km/s

Luminosità 14.800 – 2.300 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,13

Età Stimata 10/20 miliardi di anni circa

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,04

Magnitudine Assoluta -3,55 - 1,5

Velocità Radiale 1 km/s

Moto Proprio AR:-42,35 mas/anno – Dec:-30,67 mas/anno

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Zavijava

Origine del nome

Il nome medievale Zavijava (Zavijah, Zavyava, Zawijah) è dal ة عواء arabo زاوی -Zawiyat al الc AWWA ' angolo

dell'abbaiare il cane. Un altro nome era Alaraph.

Osservazioni

Beta Virginis β Vir, β Virginis, conosciuta anche con il nome di Zavijava anche Zavijah o Alaraph, è

una stella della sequenza principale di magnitudine apparente 3,61, che si trova a circa 36 anni

luce dal Sistema solare, nella costellazione della Vergine. Nonostante le sia stata attribuita la

lettera beta dell'alfabeto greco è solamente la quinta in ordine di luminosità tra le stelle della costellazione

della Vergine. Vista la sua vicinanza con l'eclittica la stella molto raramente, può essere occultata

dalla Luna o dai pianeti. Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto in prossimità

dell'equatore celeste, dal quale dista meno di 2°; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni

abitate della Terra senza alcuna difficoltà. La sua magnitudine pari a 3,61 la si può osservare anche dai

piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente

indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade durante i

mesi della primavera boreale, che corrispondono alla stagione autunnale nell'emisfero australe. Il periodo di

visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non prossima all'equatore

celeste. Beta Virginis è una stella bianco-gialla di tipo spettrale F9V; è un poco più massiccia del Sole, del

32%, ha il 165% del suo raggio ed è 3,5 volte più luminosa. Ha molte caratteristiche in comune con il Sole,

dall'età, stimata sui 3-4 miliardi di anni, al suo periodo di rotazione, di circa 28 giorni, ed è anche più ricca

di metalli, ha un quantitativo di ferro maggiore del 30% rispetto al Sole. Per questi motivi la stella è stata

inserita come obiettivo nel programma del Terrestrial Planet Finder, nella ricerca di pianeti

extrasolari orbitanti attorno ad essa.

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Dati Fisici

ZAVIJAVA

Classificazione Nana Bianco Gialla

Classe Spettrale F9 V

Distanza dal Sole 35,6 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 11h 50

m 41,72

s

Declinazione 01° 45′ 52,98″

DATI FISICI

Raggio Medio 1,65 Raggi Solari

Massa 1,25 Masse Solari

Temperatura Superficiale 6.140 K

Periodo di Rotazione 28 giorni

Luminosità 3,5 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,51

Età Stimata 3,3 miliardi di anni circa

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,61

Magnitudine Assoluta 3,40

Velocità Radiale 4,6 km/s

Moto Proprio AR:740,23 mas/anno – Dec:-270,43 mas/anno

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Porrima

Origine del Nome

Il nome Porrima deriva dal latino e si riferisce ad una dea della mitologia romana, invocata per la

prevenzione e la protezione dei parti dei nascituri. La stella era conosciuta come Prorsa e Prosa nel II

secolo. In Babilonia era conosciuta come Kakkab Dan-nu, la Stella dell'eroe, mentre in Cina veniva

chiamata Shang Seang, l'Alto ministro dello Stato.

Osservazioni

Porrima è il nome della stella γ Virginis γ Vir / 29 Virginis) la seconda stella più brillante

della costellazione della Vergine, dopo la stella Spica α Virginis. Si trova a circa 38 anni luce di distanza

dalla Terra. Porrima è una stella binaria e fu una delle prime stelle multiple scoperte. Un missionario in India,

tale Richaud, la scoprì nel 1689. William Herschel misurò il suo angolo di posizione nel 1781, e suo

figlio, John Herschel, calcolò la sua orbita nel 1833. Fino agli inizi degli anni 90 del novecento era un oggetto

facile da osservare, ma la distanza apparente tra le due stelle del sistema binario è andata diminuendo fino

al 2007, per poi tornare ad aumentare. Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto

in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate

della Terra senza alcuna difficoltà. Essendo di magnitudine 2,7, la si può osservare anche dai piccoli centri

urbani senza difficoltà, anche sotto cieli moderatamente inquinati. Il periodo migliore per la sua osservazione

nel cielo serale ricade durante i mesi della primavera boreale, che corrispondono alla stagione

autunnale nell'emisfero australe. Il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione

della stella posta a poco più di 1° dall'equatore celeste. Porrima è composta da due stelle praticamente

identiche nel valore della magnitudine apparente 3,48 e 3,50, entrambe con una massa una volta e

mezzo quella solare. Entrambe sono stelle della sequenza principale di tipo spettrale F0V con una

temperatura di 7000 K. La luminosità delle due stelle, prese singolarmente, è 4 volte maggiore di quella

solare. Il periodo orbitale del sistema è di 170 anni mentre la separazione media tra le due stelle è di 40 u.a.,

approssimativamente la distanza tra Plutone e il Sole, l' orbita eccentrica porta però le due stelle da distanze

comprese fra 5 e 81 u.a.. La magnitudine congiunta del sistema è di 2,74.

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Dati Fisici

PORRIMA

Classificazione Binaria

Classe Spettrale F0 V – F0 V

Distanza dal Sole 38,6 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 12h 41

m 39,6

s

Declinazione -1° 26′ 58″

DATI FISICI

Raggio Medio 1,2 – 1,2 Raggi Solari

Massa 1,5 – 1,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 7.100 – 7.100 K

Periodo di Rotazione 168,93 anni

Luminosità 4 - 4 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,32

Età Stimata

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,74

Magnitudine Assoluta 2,38

Velocità Radiale -20 km/s

Moto Proprio AR: mas/anno – Dec mas/anno

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Vindemiatrix

Origine del nome

Il nome Vindemiatrix significa la vendemmiatrice ed è la

traduzione latina del greco Protrugeter, Protrugetes o Trugeter. Con questo nome figura nelle tavole

alfonsine ed è quello che è prevalso fino ai nostri giorni.

Precedentemente, durante l'Impero Romano, era conosciuta

come Vindemiator, Vindemitor e Provindemiator; a quei tempi sorgeva alle prime luci dell'alba verso la fine di

agosto e per questo segnava il momento della vendemmia. A causa della precessione degli equinozi la

stella non sorge più a quell'ora alla fine di agosto, il suo posto è oggi occupato dalle stelle della costellazione

del Leone. L'astronomo italiano Giovanni Battista Riccioli chiamava la stella Protrigetrix, in Cina era

conosciuta come Tsze Tseang, il secondo generale, nel mondo arabo viene chiamata Almuredín e Alaraph.

Nell'antica Arabia, insieme a Minelava δ Virginis, Zaniah η Virginis e Porrima γ Virginis, formava la figura Al

Awwa, che significa cane che abbaia. Secondo Ovidio, Dionisio Bacco, addolorato per la morte del suo

amante Ampelo, l'ha trasformato nella stella Vindemiatrix.

Osservazioni

Vindemiatrix Epsilon Virginis, ε Vir, 47 Virginis è una stella della costellazione della Vergine.

Ha una magnitudine apparente di 2,83 ed è la terza più brillante della costellazione, dopo Spica, α Virginis

e Porrima, γ Virginis, considerando congiuntamente le due componenti di quest'ultima. Si tratta di una stella

situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa

essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto

nelle aree più interne del continente antartico. Nell'emisfero nord invece appare circumpolare solo molto oltre

il circolo polare artico, più a nord della latitudine 80°N. La sua magnitudine pari a 2,83 le consente di essere

scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Situata a 102 anni luce dal Sistema

Solare, Vindemiatrix è una stella gigante gialla di tipo spettrale G8III con una temperatura superficiale di

5040 K. La sua luminosità è 83 volte superiore a quella del Sole e il suo raggio è 11,4 volte più grande del

raggio solare. La sua metallicità è circa il 30 % superiore a quella del Sole [Fe / H] = 0,13 ed è un'importante

fonte di raggi X, ciò indica una grande attività magnetica sulla superficie. La radiazione X emessa dalla stella

è 300 volte superiore a quella emessa dal Sole, solo Capella α Aurigae, Deneb Kaitos β Ceti e 24 Ursae

Majoris la superano. Con una massa di 2,6 masse solari, la sua età è stimata in 560 milioni di anni, quando

cominciò la sua vita nella sequenza principale come stella bianco-azzurra di tipo B. Vindemiatrix fa

probabilmente parte della corrente delle Iadi, un'associazione stellare forse sfuggita all'omonimo ammasso

stellare delle Iadi.

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Dati Fisici

VINDEMIATRIX

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale G( III

Distanza dal Sole 102 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 13h 02

m 10,6

s

Declinazione 10° 57′ 33″

DATI FISICI

Raggio Medio 11,4 Raggi Solari

Massa 2,6 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.040 K

Periodo di Rotazione 173 giorni

Luminosità 83 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,95

Età Stimata 560milioni di anni

Velocità di rotazione 2,3 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,83

Magnitudine Assoluta 0,37

Velocità Radiale -14 km/s

Moto Proprio AR:-273,8 mas/anno – Dec19,96 mas/anno

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Heze

Origine del nome

Zeta Virginis ζ Virginis / ζ Vir è una stella della costellazione della Vergine. Ha una magnitudine apparente di

3,37 ed è la quarta stella più brillante della costellazione, dopo Spica α Virginis, Porrima γ Virginis ed ε

Virginis. Ha il nome tradizionale di Heze, le cui origini sono sconosciute. Dista 73 anni luce dal sistema

solare.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà. Essendo

di magnitudine 3,37, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non

eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua

osservazione nel cielo serale ricade durante i mesi della primavera boreale, che corrispondono alla stagione

autunnale nell'emisfero australe. Il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione

della stella posta praticamente sulla linea dell'equatore celeste. Heze è una stella bianca di sequenza

principale, di classe spettrale è A3V. È una stella con massa e raggio doppi rispetto al Sole ed un'età stimata

in mezzo miliardo di anni. La sua velocità di rotazione è piuttosto elevata, 222 km/s; in tal modo gira su se

stessa in meno di un giorno. La temperatura superficiale è di 8400 K e come suggerisce la sua classe di

luminosità è una stella che sta ancora fondendo idrogeno in elio nel suo nucleo. Ha una

bassa metallicità rispetto al Sole, di appena il 55% [Fe/H] = -0,26. Nel 2010 è stata scoperta una compagna

di piccola massa, Zeta Virginis B. I modelli evolutivi stellari suggeriscono che la massa della compagna sia

del 17% di quella del Sole: si tratta quindi probabilmente di una nana rossa di tipo spettrale M4V-M7V.

Il periodo orbitale con il quale ruota attorno alla principale è stimato in almeno 124 anni, su un semiasse

maggiore di 24,9 u.a..

91

Dati Fisici

HEZE

Classificazione Stella di classe A V

Classe Spettrale A3 V – M4 V – M7 V

Distanza dal Sole 102 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 13h 34

m 41,75

s

Declinazione 00° 35′ 45,38″

DATI FISICI

Raggio Medio 2 Raggi Solari

Massa 2,04 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.400 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 19 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,10

Età Stimata 505milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,37

Magnitudine Assoluta 1,60

Velocità Radiale -13,2 km/s

Moto Proprio AR:-280,48 mas/anno – Dec49,05 mas/anno

92

Minelauva

Origine del nome

Delta Virginis δ Virginis / δ Vir è una stella della costellazione della Vergine. Ha una magnitudine

apparente di 3,38 e dista 202 anni luce dalsistema solare. E' conosciuta anche con i nomi tradizionali

di Minelava e Auva, entrambi provenienti dall'arabo. Sulle rive dell'Eufrate veniva chiamata Lu Lim,la

gazzella o la capra, presso gli Indù era conosciuta come Apa o Apas, le acque, mentre per i cinesi era Tsze

Seang, il secondo ministero dello stato.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia

invisibile soltanto nelle aree più interne del continente antartico. Nell'emisfero nord invece

appare circumpolare solo molto oltre il circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,3, la si può osservare

anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia

maggiormente indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale

ricade durante i mesi della primavera boreale, che corrispondono alla stagione autunnale nell'emisfero

australe. Il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana

dall'equatore celeste. Delta Virginis è una gigante rossa di tipo spettrale M3III con una temperatura

superficiale di 3600 K circa. La massa stimata è 1,4 volte quella del Sole, mentre il raggio è enormemente

più grande circa 60 volte maggiore. La stella è certamente nello stadio finale della sua esistenza, anche se

non si conosce per certo l'esatta fase in cui si trova; potrebbe infatti avere un nucleo inerte di elio e star

aumentando la sua brillantezza, oppure potrebbe aver già iniziato la fusione dell'elio in carbonio nel suo

nucleo tramite il processo tre alfa, o ancora potrebbe avere un nucleo inerte di carbonio al suo interno ed

essere ormai giunta alla fine della sua normale vita stellare. Come molte stelle in questo stadio è

una variabile: classificata come variabile semiregolare, la sua magnitudine fluttua tra la 3,32 a 3,40. Delta

Virginis ha una compagna a 80 secondi d'arco di distanza che potrebbe essere legata gravitazionalmente ad

essa. Si tratta di una nana arancione di classe K che impiegherebbe almeno 200 000 anni ad orbitare

attorno alla principale, ad una distanza di oltre 5000 u.a.

.

93

Dati Fisici

MINELAUVA

Classificazione Gigante Rossa

Classe Spettrale M3 III

Distanza dal Sole 202 anni luce

Tipo Variabile Semiregolare

COORDINATE

Ascensione Retta 12h 55

m 36,21

s

Declinazione 03° 23′ 50,89″

DATI FISICI

Raggio Medio 48 Raggi Solari

Massa 1,4 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.643 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 500 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,50

Età Stimata

Velocità di rotazione 6 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,38

Magnitudine Assoluta -0,53

Velocità Radiale -18,14 km/s

Moto Proprio AR:-469,99 mas/anno – Dec-52,83 mas/anno

94

Costellazione della Bilancia

Zubeneschamali

Origine del nome

Beta Librae β Lib / β Librae è la stella più luminosa della costellazione della Bilancia. È conosciuta con il

nome di Zuben Eschamali ed anche con il nome latino Lanx Australis. Zuben Eschamali deriva della

frase araba یة شمال ن ال زب .Al Zuban al Shamaliyyah che significa la chela del nordال

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia

invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle

aree più interne del continente antartico. La sua magnitudine pari a 2,6 fa sì che possa essere scorta senza

difficoltà anche dai centri urbani di medie dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo

serale ricade nei mesi compresi fra maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane

indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Secondo

quanto riportato da Eratostene da Cirene Beta Librae risultava, ai suoi tempi, più luminosa della

vicina Antares. Tolomeo, tre secoli e mezzo dopo, riportò che la luminosità tra le due stelle fosse identica. La

discrepanza potrebbe essere dovuta all’aumento di luminosità di Antares, ma ciò non può essere affermato

con sicurezza. Non si può escludere che la causa sia dovuta a Beta Librae, dal momento che quest’ultima è

una stella variabile. Beta Librae è una stella di sequenza principale di classe spettrale B8 di magnitudine

apparente pari a 2.7. Si trova ad una distanza di circa 185anni luce della Terra ed è 400 volte più luminosa

del Sole. Ha una temperatura superficiale di circa 12 000 kelvin. Beta Librae ruota molto rapidamente su se

stessa, a 230 km/s, ovvero oltre 100 volte più velocemente del sole. Curiosamente Beta Librae è l’unica

stella visibile ad occhio nudo ad essere descritta talvolta di colore verde. È soggetta a piccole variazioni

periodiche di magnitudine, le quali fanno sospettare la presenza di una compagna non osservabile dalla

Terra.

95

Zubeneschamali

96

Dati Fisici

ZUBENESCHAMALI

Classificazione Bianca Azzurra di sequenza principale

Classe Spettrale B8 V

Distanza dal Sole 185 anni luce

Tipo Variabile Sospetta

COORDINATE

Ascensione Retta 15h 17

m 00,47

s

Declinazione -09° 22′ 58,3″

DATI FISICI

Raggio Medio 4,7 Raggi Solari

Massa 3,85 Masse Solari

Temperatura Superficiale 12.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 400 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,11

Età Stimata 980 Milioni di anni

Velocità di rotazione 230 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,61

Magnitudine Assoluta -1,16

Velocità Radiale -35,2 km/s

Moto Proprio AR:-0,096 mas/anno – Dec-0,019 mas/anno

97

Zubenelgenubi

Origine del nome

Il nome, dall'arabo ي نوب ج ن ال زب al-zuban al-janu-biyy, significa chela del sud ed è stato coniato prima cheال

la Bilancia fosse distinta dalla costellazione dello Scorpione. I nomi alternativi Kiffa Australis ed Elkhiffa

Australis, parziale traduzione latina dall'arabo al-kiffah al-janu-biyy, significano piatto meridionale della

bilancia

Osservazioni.

Alpha Librae α Lib / α Librae è la seconda stella più luminosa nella costellazione della Bilancia (malgrado

nella nomenclatura di Bayer sia riportata come alpha. Il suo nome tradizionale è Zubenelgenubi. Dista

approssimativamente 77 anni luce dal Sole. Zubenelgenubi è vicina all'eclittica e per questo può essere

facilmente occultata dalla Luna e molto raramente da un pianeta. La prossima occultazione planetaria

avverrà il 10 novembre 2052 con Mercurio. Si tratta di una binaria visuale composta da due stelle separate

nel cielo da una distanza angolare di 231" 3'51". La più brillante delle due è una stella bianca di tipo

spettrale A3 classificata come sub gigante bianca, con una magnitudine apparente di 2,8 e una assoluta di

1,1 designata come α2 Librae. La sua compagna è una stella di tipo F4 con una magnitudine apparente di

5,2 e una assoluta 3,5 denominata α1 Librae. L'angolo di posizione della compagna è di 314 gradi ed è

separata in realtà di 5500 UA dalla compagna, ed il periodo orbitale della stessa è superiore ai 200 000 anni.

Entrambe le componenti sembrano essere a loro volta binarie spettroscopiche. Un'altra stella, denominata

KU Librae e separata di 2.6°, sembra mostrare lo stesso moto proprio delle compagne ed essere legata in

modo gravitazionale al sistema, nonostante disti da queste un parsec, rendendo così Alfa Librae un sistema

quintuplo

98

Dati Fisici

ZUBENELGENUBI

Classificazione Stella Multipla

Classe Spettrale A3 IV

Distanza dal Sole 77 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 14h 50

m 52,78

s

Declinazione -16° 2′ 29,8″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa 2,29 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8,200 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 40 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,394

Età Stimata 830 Milioni di anni

Velocità di rotazione 5,95 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,74

Magnitudine Assoluta 0,88

Velocità Radiale -24,7 km/s

Moto Proprio AR:-136,27 mas/anno – Dec-59,04 mas/anno

99

Brachium

Origine del nome

Sigma Librae σ Lib / σ Librae è una stella gigante rossa di magnitudine 3,3 situata

nella costellazione della Bilancia. Dista 290 anni luce dal sistema solare. Ha anche i nomi tradizionali

di Brachium braccio, Cornu, corno, che derivano dal latino, e Zubenhakrabi, dall'arabo Zubān al ʽAḳrab, la

pinza dello scorpione. Johann Bayer la denominò inizialmente Gamma Scorpii ponendola nella

costellazione vicina dello Scorpione. In seguito, Benjamin Gould, il fondatore dell'Astronomical Journal, la

chiamò definitivamente Sigma Librae.

Osservazioni

σ Librae, Brachium, è una stella rossa di magnitudine 3,25; si tratta di una gigante nella fase terminale della

sua vita. Dista da noi 292 anni luce. Era nota in precedenza anche con la sigla γ Scorpii. Si tratta di una

stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe, può essere

osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud siano più

avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità

del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,3, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani

senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua

individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra

maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie

alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Sigma Librae è una fredda gigante rossa di tipo

spettrale M3 o M4 e con una temperatura superficiale di 3600 K; il suo raggio si è esteso a 110 volte quello

del Sole, ed irradia 1900 volte più luce del Sole. Se fosse al posto della nostra stella, si estenderebbe fino

alla metà della distanza fra la Terra e il Sole. E' una variabile semiregolare di tipo SRB, la sua luminosità

fluttua di 0,26 magnitudini in un periodo di circa 20 giorni. Si pensa che, con un nucleo inerte

di carbonio e ossigeno, stia diventando una variabile Mira, ultimo stadio prima di concludere la propria

esistenza in una nana bianca

100

Dati Fisici

BRACHIUM

Classificazione Gigante Rossa

Classe Spettrale M3 – M4 III

Distanza dal Sole 290 anni luce

Tipo Variabile Semiregolare

COORDINATE

Ascensione Retta 15h 04

m 04,22

s

Declinazione -25° 16′ 55,07″

DATI FISICI

Raggio Medio 110 Raggi Solari

Massa 2,1 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.600 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 1.900 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,70

Età Stimata

Velocità di rotazione -4,3 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,3

Magnitudine Assoluta -1,46

Velocità Radiale -24,7 km/s

Moto Proprio AR:-71,85 mas/anno – Dec -44,69 mas/anno

101

Zubenelakrab

Origine del nome

Gamma Librae γ Lib / γ Librae è una stella della costellazione della Bilancia. È conosciuta anche con il

nome di Zuben-el-Akrab, che significa chela dello Scorpione. Il nome deriva dalla frase araba az-Zuban al-

Akrab (برقعلا نبزلا). Talvolta sono riportate versione alternative della stessa e precisamente Zuben el

Hakrabi e Zuben Hakraki.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe,

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud

siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in

prossimità del circolo polare artico. La sua magnitudine pari a 3,9 fa sì che possa essere scorta solo con un

cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso. Gamma Librae è una gigante

arancione di classe spettrale K0, ed ha una magnitudine apparente pari a 3.91. Si tratta di una stella di circa

2,15 masse solari e con un basso contenuto di metalli, circa il 50% rispetto al Sole. Si trova a circa 152 anni

luce dalla Terra.

102

Dati Fisici

ZUBENELAKRAB

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K0 III

Distanza dal Sole 152 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 15h 35

m 31,54

s

Declinazione -14° 27′ 22,4″

DATI FISICI

Raggio Medio 11 Raggi Solari

Massa 2,15 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.822 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 71 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,047

Età Stimata 2,7 Miliardi di anni

Velocità di rotazione 72 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,91

Magnitudine Assoluta 0,45

Velocità Radiale -27,5 km/s

Moto Proprio AR:-3,09 mas/anno – Dec 1,11 mas/anno

103

Costellazione dello Scorpione

Antares

Origine del nome

Antares α Sco / α Scorpii / Alfa Scorpii, detta anche Calbalacrab è la stella più luminosa

della costellazione dello Scorpione. Con una magnitudine apparente 1,07 essa è inoltre la sedicesima

stella più brillante dell'intera volta celeste. Antares è una supergigante rossa situata a circa 600 anni

luce dal sistema solare; avendo un raggio che è circa 850 volte quello del Sole, essa è una delle stelle più

grandi conosciute. Il suo nome deriva dal greco Αντάρης, Antares e significa rivale di Ares, anti-Ares o simile

ad Ares, probabilmente a causa del colore rossastro simile all'aspetto del pianeta Marte. È anche nota con il

nome arabo Ķalb al Άķrab Calbalacrab che significa cuore dello Scorpione, data la sua posizione nella

costellazione e il suo colore. Questo nome arabo è una traduzione dal greco antico Καρδία Σκορπίου Kardia

Skorpiū. La traduzione in latino di tale nome è invece Cor Scorpii. Il colore distintivo di Antares ne ha fatto

un oggetto di grande interesse per molti popoli nella storia.

Osservazioni

Antares è facilmente individuabile al centro della costellazione dello Scorpione. In particolare il suo

colore rosso-arancio spicca fra le stelle luminose che la circondano, che sono quasi tutte di colore

azzurro. Con tre di queste, ossia β Scorpii, δ Scorpii e π Scorpii, Antares forma l'asterismo noto

come il Grande Uncino. Essendo posta 26° sotto l'equatore celeste, Antares è una stella

dell'emisfero australe. Le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia

abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al 64º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare

artico. Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, le regioni più settentrionali

del Canada e della Russia, oltre che l'Islanda e parte della Svezia e della Norvegia. Tuttavia, nelle

regioni del nord Europa, del Canada meridionale e della Russia centrale, essa apparirà molto

bassa all'orizzonte sud e visibile solo per poche ore. Le possibilità di osservazione migliorano

mano a mano che ci si sposta verso le regione temperate e tropicali dell'emisfero boreale. D'altra

parte questa stessa declinazione comporta che Antares sia circumpolare solo più a sud del 64º

parallelo S, cioè solo nelle regioni del continente antartico. Antares è una delle quattro stelle di

prima magnitudine che sono poste a una distanza pari o inferiore a 5° dall'eclittica, essendo le altre

tre Aldebaran, Regolo e Spica. Per questa ragione viene di tanto in tanto occultata dalla Luna e,

più raramente, dai pianeti. Ogni anno il 2 dicembre il Sole transita 5° a nord di Antares. Di

conseguenza i mesi migliori per l'osservazione di questa stella sono quelli in cui il Sole si trova

nella parte opposta dell'eclittica, cioè quelli che corrispondono all'estate boreale. In particolare

nelle settimane intorno alla fine di maggio e all'inizio di giugno Antares è visibile per l'intera notte.

Al contrario nelle settimane intorno alla fine di novembre e all'inizio di dicembre Antares non è

visibile affatto a causa della luce solare molto vicina; questo periodo di invisibilità dura

maggiormente nell'emisfero boreale rispetto a quello australe, a motivo

della declinazione meridionale della stella.

104

Ambiente Galattico

Antares fa probabilmente parte, come molte stelle brillanti della costellazione dello Scorpione,

dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra. Questa associazione

è molto estesa, essendo formata da forse 1.200 stelle con masse pari o superiori alle 15 . Esse si sono

formate in un tempo compreso fra i 5 e i 17-22 milioni di anni. Le stelle più massicce dell'associazione sono

probabilmente già esplose in supernovae, che hanno dato origine ad ulteriori fenomeni di formazione

stellare. L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati Scorpione

superiore, Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. Antares fa parte del primo di questi

sottogruppi, noto proprio come Associazione di Antares. L'attribuzione di Antares a questo sottogruppo è

stata a lungo incerta a causa del difficile calcolo della distanza di stelle così lontane. Le osservazioni

compiute tramite il satellite Hipparcos paiono confermare l'appartenenza di Antares a questa

sottoassociazione. Se Antares fa veramente parte del sottogruppo dello Scorpione superiore, allora essa è

attualmente una delle stelle più massicce ed evolute del sottogruppo, se non quella più massiccia in

assoluto. La distanza di Antares viene attualmente calcolata in circa 600 anni luce, mentre la distanza media

del sottogruppo dello Scorpione superiore circa 520 anni luce. Antares sarebbe quindi uno dei membri di

questo gruppo più lontani da noi. Antares si trova in una regione galattica ricca di nubi di gas. In particolare

Antares illumina la porzione più a sud della nube di Rho Ophiuchi, una nube molecolare gigante che si

stende fra le costellazioni dello Scorpione e dell'Ofiuco. Questa porzione si frappone fra noi e la stella e

viene illuminata da Antares, assumendo lo stesso colore rossastro che caratterizza questo astro. Altre

regioni della nube invece vengono illuminate dalle stelle azzurre che circondano Antares e assumono questo

colore, creando un contrasto molto particolare.

Antares

105

La nube di Rho Ophiuchi. Nella parte bassa della foto si nota la rossa Antares.

Classificazione, Temperatura e Raggio

Antares è classificata come una stella di tipo M1,5 Iab. Tuttavia questa è solo la classificazione più diffusa:

Antares è stata classificata anche come appartenente alla classe M0,5 Iab o a quella M1,5 Ib. La classe

spettrale M raduna le stelle di colore rosso, di bassa temperatura superficiale. In effetti Antares ha una

temperatura superficiale di 3.600 K. Si può paragonare questo valore rispetto a quello del Sole, che è invece

circa 5.800 K. Antares ha quindi una temperatura superficiale di ben 2.200 K inferiore a quella del Sole.

La classe MMK I raccoglie invece le stelle supergiganti. Si tratta di stelle molto massicce e molto luminose,

aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno aumentato il loro volume fino ad assumere dimensioni enormi.

Tale classe è stata divisa in due sottoclassi contrassegnate come a e b: la prima raccoglie le supergiganti

più luminose, la seconda quelle meno luminose. Antares si trova a metà strada fra le due sottoclassi e le è

stata assegnata la sigla ab. Una delle caratteristiche più significative di Antares è rappresentata dalle sue

enormi dimensioni, tanto da essere una delle stelle più grandi conosciute. Da misure di occultazione lunare è

risultato che il diametro angolare di Antares ha una ampiezza di 41,3 mas. Altre misure, eseguite con

tecniche interferometriche sulla lunghezza d'onda di 11 micron, hanno sostanzialmente confermato questo

dato, visto che il diametro angolare ottenuto con questa tecnica è risultato essere 44,4 mas. Alla distanza

presunta di circa 600 anni luce, tale angolo corrisponde a un raggio pari a 822 per la prima misura e 883

per la seconda. Facendo una media fra le due misurazioni si ottiene un diametro di circa 1,185 miliardi di

km, cioè quasi 8 u.a.. Se Antares fosse al posto del Sole, i suoi strati esterni arriverebbero al 75% dell'orbita

106

di Giove, il che significa che il nostro pianeta si troverebbe abbondantemente all'interno della stella. Per

la legge di conservazione del momento angolare quando le stelle escono dalla sequenza principale per

diventare delle supergiganti, perdono molta dello loro velocità di rotazione. La velocità all'equatore di Antares

moltiplicata per sen i è 10 km/s, ove i è l'angolo di inclinazione rispetto alla nostra visuale. Poiché l'angolo di

inclinazione non è conosciuto, la velocità di rotazione di Antares e il suo periodo di rotazione non sono

determinabili con esattezza. Assumendo che l'asse di rotazione di Antares sia inclinato di 90° rispetto al

piano della nostra visuale e quindi assumendo sen i = 1, Antares avrebbe un periodo di rotazione di circa 12

anni. Tale periodo tuttavia diminuirebbe se l'asse di rotazione della stella fosse inclinato più di 90° o meno di

90°. Questo periodo di rotazione molto lungo è dovuto da un lato al rallentamento della velocità di rotazione

avvenuto in seguito all'espansione della stella e dall'altro alle enormi dimensioni di Antares.

Compagna Antares B

Antares è una stella binaria. Infatti la principale, che è stata fino a qui descritta e che viene chiamata Antares

A ha una compagna più debole, chiamata Antares B. Quest'ultima è in realtà una stella di tutto rispetto visto

che con una magnitudine apparente di 5,5 sarebbe visibile a occhio nudo da una distanza di 600 anni luce.

Tuttavia essendo vicina ad Antares A e essendo quest'ultima 60 volte più luminosa nel visibile, la sua

luminosità viene sovrastata dalla sua più potente compagna, sicché la sua risoluzione è molto difficile

tramite telescopi amatoriali. Con un telescopio di 150 mm la risoluzione diventa relativamente semplice[30]

.

Con telescopi di apertura più piccola, Antares B può essere osservata per pochi secondi durante

le occultazioni lunari, mentre Antares A è nascosta dalla Luna. Fu proprio durante una di queste occultazioni

che venne scoperto che Antares era una stella doppia: ciò avvenne il 13 aprile 1819 a opera di Johann

Tobias Bürg. Antares B è stata classificata come appartenente alla classe spettrale B4V e a quella B3V.

Tuttavia la classificazione più diffusa è B2,5V. Si tratta quindi di una stella di sequenza principale di colore

azzurro, che, avendo una massa inferiore ad Antares A, è meno evoluta. La sua massa è stata infatti

calcolata essere 7,2 volte quella del Sole cioè poco meno della metà della sua più grande compagna, il suo

raggio 5,2 e la sua temperatura superficiale 18.500 K. L'analisi spettroscopica di Antares B, unita alla sua

presunta traccia evolutiva, fa credere che, tenendo conto del fatto che essa emette

molta radiazione nell'ultravioletto, essa sia circa 2.750 volte più luminosa del Sole. L'orbita di Antares A e B

intorno al loro comune centro di massa non è ancora conosciuta con precisione. Ciò è dovuto in parte al

fatto che finora solo una piccola porzione dell'orbita ha potuto essere osservata, a causa del

lungo periodo dell'orbita. Nell'ultimo secolo la separazione fra i due astri sta diminuendo: era 3,01'' nel 1930,

2,86'' nel 1989, 2,74'' nel 2005. Alla distanza stimata di circa 600 anni luce, 2,74'' corrispondono a circa 550

u.a. 82,5 miliardi di km. Si tratta della distanza minima a cui attualmente i due corpi celesti si trovano. Essa

però potrebbe essere maggiore, in ragione della forma dell'orbita. In particolare è necessario capire se la

supergigante si trova attualmente davanti o dietro la sua compagna rispetto alla nostra visuale. Secondo

ipotesi formulate nel primo decennio degli anni duemila, Antares B si trova dietro la sua più grande

compagna con un angolo di 23°. Probabilmente l'orbita è inclinata di 89° rispetto alla nostra visuale. Ciò

significa che il piano dell'orbita è praticamente visto di taglio. Supponendo che la massa di Antares A e B

siano rispettivamente 18 e 7,2 , si può ipotizzare un periodo orbitale di 2.562 anni. Tuttavia i calcoli

dell'orbita sono molto ipotetici perché non ne è conosciuta con esattezza l'eccentricità.

107

I due corpi luminosi al centro sono Giove e Antares. La grande banda di gas e stelle che si stende

orizzontalmente nella fotografia è la Via Lattea.

108

Dati Fisici

ANTARES

Classificazione Super Gigante Rossa

Classe Spettrale M1,5 lab – B2,5 V

Distanza dal Sole 604 anni luce

Tipo Variabile Pulsante Semi Regolare

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 29

m 24,46

s

Declinazione -26° 25′ 55,21″

DATI FISICI

Raggio Medio 850 Raggi Solari

Massa 15 - 18 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.600 K

Periodo di Rotazione 12 anni

Luminosità 60.000 – 90.000 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,87

Età Stimata

Velocità di rotazione 10 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,07

Magnitudine Assoluta -5,28

Velocità Radiale -3,4 km/s

Moto Proprio AR: -10,16 mas/anno – Dec 23,21 mas/anno

109

Shaula

Origine del nome

Shaula λ Sco / λ Scorpii / Lambda Scorpii è la

seconda stella per luminosità nella costellazione dello Scorpione, dopo Antares. Nonostante ciò, Bayer le ha

assegnato la lettera λ, cioè l'undicesima lettera dell'alfabeto greco, forse a causa della sua posizione molto a

sud. Deriva il suo nome da quello datole dagli Arabi, che la chiamavano ء شوال aš-šawlāʾ, che significa, la ,ال

coda sollevata, riferendosi alla coda dello Scorpione, ove Shaula è posta.

Osservazioni

Shaula brilla alla magnitudine apparente di 1,62, il che ne fa la ventiquattresima stella più

luminosa dell'intera volta celeste. Posta alla declinazione di 37°S, Shaula è una stella dell'emisfero australe.

Nell'emisfero boreale essa non può essere osservata a nord del 53ºparallelo, il che esclude buona parte

del Canada e l'Europa settentrionale. Diventa circumpolare solo alle latitudini più meridionali dei 53°S, cioè

solo nelle estreme regioni meridionali delSudamerica e nel continente antartico. Visualmente appare molto

vicina solo 36 minuti d'arco a υ Scorpii, conosciuta anche come Lesath, con la quale forma il pungiglione

dello Scorpione. Tuttavia si tratta solo di una vicinanza puramente visiva: le due stelle non sono legate

fisicamente fra loro e sono in realtà molto distanti l'una dall'altra. Le osservazioni compiute tramite il

satellite Hipparcos hanno posto Shaula a una distanza di circa 700 anni luce dalla Terra. Tuttavia il metodo

della parallasse non è molto affidabile per stelle di distanza così elevata. Sulla base di osservazioni

successive si ritiene che Shaula disti da noi circa 326 anni luce. Benché sia certo che Shaula appartenga

all'Associazione OB Scorpius-Centaurus, ossia l'associazione OB più vicina a noi, il preciso calcolo della

distanza ha delle conseguenze sul sottogruppo a cui questa stella appartiene. Se davvero Shaula è più

vicina a noi di quanto precedentemente calcolato, allora essa potrebbe appartenere al sottogruppo Centauro

inferiore-Croce, che dista da noi circa 380 anni luce. Shaula è una stella tripla, cioè, sebbene appaia a

occhio nudo come una singola stella, è formata in realtà da tre stelle fra loro vicine e legate

gravitazionalmente. La principale è una stella blu di classe spettrale B1,5IV. Essa è chiamata Shaula A.

Intorno ad essa ruotano una stella di sequenza principale blu di classe B2, chiamata Shaula B, e una stella

pre-sequenza principale, chiamata Shaula C. Il sistema non è stato ancora completamente compreso.

Le Compagne

Shaula A

Shaula A ha una temperatura superficiale di circa 25.000 K, un raggio di circa 6,2 volte quello del Sole e

una massa circa 10 volte maggiore di quella della nostra stella. È intrinsecamente molto luminosa: circa

9.000 volte più luminosa del Sole. Nonostante essa sia classificata come stella subgigante, sembra invece

appartenere alla sequenza principale. Shuala A è una variabile di tipo Beta Cephei: la sua principale

variazione ha una ampiezza di 0,023 magnitudini e un periodo di 5,1 ore. Sono inoltre presenti altre

variazioni con periodi di 6,3, 4,5 e 2,4 ore. È improbabile che queste variazioni siano dovute alle forze

mareali prodotte dalla compagna stretta Shuala a; piuttosto pare che esse siano prodotte da pulsazioni della

principale stessa. Questa instabilità potrebbe essere un segnale che la stella sta abbandonando la sequenza

principale. Tuttavia la composizione chimica dell'atmosfera stellare farebbe pensare che Shaula A, con una

età di circa 10 milioni di anni, si trovi al massimo al 60% della sua vita all'interno della sequenza principale

110

Shaula B

Shaula B è un po' meno massiccia di Shaula A: la sua massa si aggira intorno alle 8 . Ha di conseguenza

una temperatura superficiale inferiore 21.000 K e un raggio più piccolo 5,4 . Il minore raggio e la minore

temperatura determinano una luminosità inferiore a quella della principale, seppur sempre molto elevata:

questa componente è infatti 5.000 volte più luminosa del nostro Sole. Si è formata dalla stessa nube di gas

da cui si è formata la sua compagna e quindi ha la stessa età. Ruota intorno alla principale con un periodo di

1082 giorni 2,96 anni in un'orbita moderatamente eccentrica(e=0,24. La distanza media fra le due

componenti è calcolata essere nell'ordine di 5,7 u.a., cioè poco maggiore della distanza di Giove dal Sole.

L'eccentricità fa sì che le due componenti si avvicinino fino a 4,4 u.a. al periastro e si allontanino fino a 7 u.a.

all'afastro. Sia Shaula A che Shaula B hanno una massa che le pone al limite oltre il quale una stella

conclude la propria esistenza in una supernova. Tale limite è infatti 8-10 masse. Quindi il loro destino finale è

incerto: potrebbero esplodere diventando delle stelle di neutroni oppure concludere la loro esistenza in due

massicce nane bianche.

Shaula a

La principale di Shaula ha un'altra compagna molto più stretta di Shaula B, chiamata Shaula a. Essa orbita

intorno alla principale con un periodo di 5,95 giorni in un'orbita la cui eccentricità è comparabile a quella di

Shaula B e=0,26. Shaula a dista dalla principale mediamente 0,15 u.a., circa 22,5 milioni di km, cioè circa la

metà della distanza fra il Sole e Mercurio, ma l'eccentricità dell'orbita la porta al periastro alla distanza di

0,19 u.a., 28,5 milioni di km e la avvicina all'afastro fino a 0,11 u.a. 16,5 milioni di km. Shaula a è ritenuta la

responsabile dell'emissione di raggi X proveniente da Shaula, di cui altrimenti sarebbe difficile spiegare la

fonte. Infatti mentre le stelle di classe O emettono un poderoso vento stellare, le cui collisioni ad altissima

velocità lo riscaldano portandolo a temperature abbastanza alte da fargli emettere dei raggi X, le stelle di tipo

B1,5, come Shaula A, non arrivano a emettere venti stellari di questo genere. Pertanto la fonte dei raggi X

non può essere la principale stessa. Tuttavia questo apre il problema di spiegare la natura di Shaula a e il

motivo per cui essa emette raggi X. Si è ipotizzato che Shaula a potrebbe essere una nana bianca, residuo

di una componente ancora più massiccia dell'attuale principale, che si è evoluta più rapidamente. Tale nana

bianca dovrebbe essersi formata da poco e avere una temperatura superficiale ancora molto elevata almeno

64.000 K, in modo da produrre raggi X. Tuttavia misure accurate delle orbite fanno presumere che la massa

di Shaula a sia 1,8 , ben al di sopra del limite di Chandrasekhar, cioè 1,44 masse, il che porta ad escludere

che Shaulaa possa essere una nana bianca. Le ipotesi che a questo punto rimangono sono due:

Shaula a potrebbe essere o una stella di neutroni oppure una stella pre-sequenza principale di tipo T Tauri.

Tuttavia la prima ipotesi sembra improbabile visto che l'esplosione di una supernova nelle immediate

vicinanze della principale avrebbe dovuto allontanarla dal sistema se non distruggere la stella stessa.

L'interpretazione più probabile è allora che Shaula a sia una T-Tauri. Poiché una stella di questo tipo di

massa 1,5 può impiegare anche 10 milioni di anni per entrare nella sequenza principale, ciò pare

compatibile con l'età presunta del sistema.

111

Shaula a sinistra e Lesath a destra

112

Dati Fisici

SHAULA

Classificazione Sub Gigante Blu

Classe Spettrale B 1,5 IV – B 2 V - ?

Distanza dal Sole 326 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 33

m 36,52

s

Declinazione -37° 06′ 13,76″

DATI FISICI

Raggio Medio 6,2 – 5,4 - ? Raggi Solari

Massa 10,4 – 8,1 – 1,8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 25.000 – 21.000 - ? K

Periodo di Rotazione

Luminosità 9.000 – 5.000 - ? Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,87

Età Stimata 10 milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,62

Magnitudine Assoluta -5

Velocità Radiale -3 km/s

Moto Proprio AR: -8,90 mas/anno – Dec 29,95 mas/anno

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Sargas

Origine del nome

Theta Scorpii θ Sco, θ Scorpii è una stella nel sud zodiaco costellazione di Scorpione . E 'il nome

tradizionale Sargas , di sumerico origine. In cinese, si parla di come尾宿五 Mandarino : Wei Xiu wǔ, la quinta

stella della coda. La magnitudine apparente visuale di questo stella è 1,87, che lo rende facilmente visibile

ad occhio nudo e una delle stelle più brillanti del cielo notturno. E 'abbastanza vicino che la distanza può

essere misurata direttamente con il parallasse tecnica, che produce una stima di circa 300 anni

luce 90 parsec .

Osservazioni

Sargas θ Sco / θ Scorpii / Theta Scorpii, conosciuta anche come Girtab, è una stella

della costellazione dello Scorpione. Si ritiene che entrambi i nomi propri siano di origine sumerica. Sargas

brilla alla magnitudine apparente di 1,86, il che ne fa la trentottesima stella più brillante dell'intera volta

celeste. Con una declinazione di -42°, è la stella brillante posta più a sud della costellazione dello Scopione,

nel punto il cui la coda fa il suo arco. Sargas è visibile in tutto l'emisfero australe, mentre nell'emisfero

boreale è invisibile nelle regioni più a nord del 48º parallelo, il che esclude buona parte del Canada e

l'intero nord Europa. Sargas dista 270 anni luce dalla Terra. Sargas è una stella gigante brillante di classe

spettrale F1. La sua temperatura superficiale di 7.200 K le dona un colore giallo-bianco. Dalla luminosità

apparente e dalla distanza si può inferire la luminosità intrinseca di questa stella, che risulta essere

cospicua, come ci si aspetta da una gigante: 960 L☉. Dalla temperatura superficiale e dalla luminosità

intrinseca si ricava il raggio di Sargas, che risulta essere venti volte quello del Sole. Pur essendo la velocità

di rotazione di Sargas molto elevata 105 km/s, cioè circa 20 volte quella del Sole, le dimensioni della stella

fanno sì che il periodo di rotazione non sia troppo minore di quello solare: 10 giorni contro i 27 della nostra

stella. La teoria dell'evoluzione stellare predice che Sargas abbia una massa 3,7 volte quella del Sole. Essa

ha cominciato la sua esistenza come una stella blu di classe spettrale B, mentre ora, uscita dalla sequenza

principale, sta percorrendo il ramo delle giganti brillanti del diagramma H-R: il suo nucleo inerte di elio si sta

contraendo e scaldando; questo aumento di temperatura sta facendo espandere e raffreddare gli strati più

esterni della stella che sono destinati ad assumere prima un colore sempre più giallo, poi un colore arancio e

infine un colore rosso. Entro un milione di anni, Sargas diventerà una gigante rossa. A quel punto il suo

nucleo sarà sufficientemente caldo e denso per innescare il flash dell'elio. Il suo destino finale è quello di

diventare una nana bianca al carbonio-ossigeno.

114

Sargas

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Dati Fisici

SARGAS

Classificazione Gigante Giallo Bianca

Classe Spettrale F1 II

Distanza dal Sole 280 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 37

m 19,13

s

Declinazione -42° 59′ 52,17″

DATI FISICI

Raggio Medio 20 Raggi Solari

Massa 3,7 Masse Solari

Temperatura Superficiale 7.200 K

Periodo di Rotazione 10 giorni

Luminosità 960 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV)

Età Stimata

Velocità di rotazione 105 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,86

Magnitudine Assoluta -2,75

Velocità Radiale 1,5 km/s

Moto Proprio AR: 6,06 mas/anno – Dec -0,95 mas/anno

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Dshhubba

Origine del nome

Dschubba δ Sco / δ Scorpii / Delta Scorpii è una stella doppia della costellazione dello Scorpione. Assieme

a Graffias β Scorpiis e a π Scorpii costituisce la parte anteriore dello Scorpione. Questo spiega il suo nome

proprio, che deriva dall'arabo jabhat, significante fronte dello Scorpione, originariamente usato per indicare

l'intera tripletta di stelle. Avendo una declinazione di circa -22°, Dschubba è ben visibile anche in buona

parte dell'emisfero boreale; inoltre trovandosi vicino al piano dell'eclittica che è posto a -23°27', essa viene a

volte occultata dalla Luna o, anche se molto raramente, dai pianeti. La magnitudine apparente di Dschubba

è generalmente indicata come pari a 2,29, sebbene dall'anno 2000 sia leggermente diversa; a questa stella

è anche associata la nebulosa a emissione Sh2-7, un residuo filamentoso dell'antica nube molecolare da cui

si sono formate questa e le stelle circostanti.

Osservazione

Sebbene Dschubba sia stata intensamente studiata, non è stato ancora raggiunto un accordo fra gli studiosi

su quante siano le componenti del sistema, su quale sia la loro distanza e il loro periodo di rivoluzione.

Questa incertezza deriva, fra l'altro, anche dalla relativa distanza del sistema dalla Terra circa 400 anni luce

e dalla relativa vicinanza delle componenti fra loro, che rende la loro risoluzione con i telescopi e

gli interferometri a nostra disposizione particolarmente difficile, sebbene il fatto che il sistema

sia eclissato dalla Luna offra delle condizioni favorevoli anche se effimere per i tentativi di risoluzione. La

risoluzione è resa inoltre difficile dalla luminosità delle componenti e dall'eccentricità delle loro orbite. Viste

queste difficoltà si fa ricorso anche a metodi spettroscopici. A seconda del catalogo, vengono assegnate a

Dschubba due, tre o quattro componenti. In realtà c'è solo certezza che essa sia una stella doppia e ci sono

convincenti ragioni per credere che le componenti non siano più di due. La principale è una stella azzurra, la

cui classe spettrale si colloca fra la B e la O, essendo classificata come B0,2. Stelle di questo tipo sono

molto luminose: in particolare, la principale di Dschubba, tenendo conto della radiazione ultravioletta, è

14.000 volte più luminosa del Sole. Questa grande luminosità è dovuta sia al raggio della stella, che è

cinque volte quello solare, sia, soprattutto, alla sua temperatura superficiale, che si aggira intorno ai

30.000 K. La massa della principale è calcolata essere 15 volte quella solare. La sua classificazione MMK è

IV sub gigante: ciò significa che essa sta esaurendo l'idrogeno presente nel suo nucleo, il quale sta così

cominciando a contrarsi e scaldarsi, gonfiando gli strati superficiali della stella. Il suo destino è quello di

esplodere in una supernova o, se la sua massa dovesse collocarsi nella parte inferiore del range calcolato,

quello di diventare una massiccia nana bianca all'ossigeno-neon-magnesio. Meno conosciute sono le

caratteristiche della secondaria. Essa è probabilmente una stella di classe spettrale B3 di sequenza

principale, con una massa 8 volte quella del Sole e una temperatura superficiale di circa 18.000 K. Essa è

circa 2.800 volte più luminosa del Sole. Le due componenti probabilmente impiegano circa 10 anni per

completare un'orbita, che è molto eccentrica (e>0.9). Ciò significa che le due componenti si avvicinano molto

al periastro presumibilmente meno di 1 u.a.. Questa vicinanza è forse collegata con la variabilità della

principale. Dopo l'ultimo periastro, nel giugno 2000, la principale di Delta Scorpii ha cominciato a

incrementare la sua luminosità. Nel 2003 ha raggiunto la magnitudine 1,5, raddoppiando la sua luminosità

iniziale. Dopo questo picco ha perso nuovamente luminosità, ma non è ancora tornata ai livelli normali,

aggirandosi ancora intorno a una magnitudine di circa 2,1, cioè 0,2 magnitudini più del normale. Nel

frattempo Dschubba è diventata una stella di tipo Be: questo tipo di stelle sono caratterizzate da

117

un'alta velocità di rotazione nel caso di Dschubba 240 km/s all'equatore; questa velocità è uno dei fattori che

contribuisce alla formazione di dischi circumstellari, costituiti da materia gassosa che si ritiene sia costituita

da materiale espulso dalla stella, principalmente idrogeno. Sono proprio i processi implicati in queste

espulsioni dalla stella di grandi quantità di materia responsabili dell'aumento di luminosità. Tuttavia non è

stato ancora bene compreso quali siano esattamente i fattori che sono responsabili della creazione e

dissoluzione dei dischi circumstellari intorno alle stelle di classe B. Nel caso di Delta Scorpii, ad esempio, il

passaggio ravvicinato della secondaria sembra avere avuto un ruolo. Nel 2003 il disco di Dschubba era

calcolato avere un raggio circa 10 volte più grande di quello della stella. In una misurazione successiva il

disco risultava essere sottile e avente un raggio circa 7 volte quello stellare. La perdita di massa della stella,

responsabile della formazione del disco, è calcolata essere 1,5 miliardesimi di masse solari per anno.

La stella δ Scorpii e la nebulosa Sh2-7, ad essa associata.

118

119

Dati Fisici

DSHUBBA

Classificazione Sub Gigante Azzurra

Classe Spettrale B0,2 Ive – B3 V

Distanza dal Sole 401 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 00

m 20,0

s

Declinazione -22° 37′ 18,16″

DATI FISICI

Raggio Medio 5 - ? Raggi Solari

Massa 15 - 8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 30.000 – 18.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 14.000 – 2.800 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,03

Età Stimata

Velocità di rotazione 240 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,29

Magnitudine Assoluta -3,15 - -1,5

Velocità Radiale -7 km/s km/s

Moto Proprio AR: -8,67 mas/anno – Dec -36,90 mas/anno

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Wei

Origine del nome

Epsilon Scorpii ε Sco / ε Scorpii / Epsilon Scorpii è una stella gigante di colore arancio

della costellazione dello Scorpione. Essa è a volte chiamata anche Wei, nome introdotto dall'astronomo

dilettante e divulgatore scientifico Patrick Moore[2]

. Wěi 尾, significante la Coda, è il nome di

una costellazione cinese o Xiù, che comprende molte stelle della costellazione dello Scorpione. Brillando

alla magnitudine apparente di 2,29 Epsilon Scorpii si contende con Dschubba il posto di quarta stella

più luminosa della costellazione dopo Antares, Shaula e Sargas. Tuttavia dal 2000, Dschubba ha

aumentato la sua luminosità, facendo retrocedere Epsilon Scorpii al quinto posto. Posta nel cuore dello

Scorpione alla declinazione di 34°S, è osservabile nell'emisfero australe per gran parte dell'anno, mentre

nell'emisfero boreale le possibilità di osservazione sono più limitate. È comunque ben visibile dalle

regioni mediterranee. Epsilon Scorpii dista 65 anni luce dalla Terra.

Osservazione

Benché si tratti di una stella relativamente vicina e relativamente luminosa, le caratteristiche fisiche di

Epsilon Scorpii non sono ancora note con precisione. Essa ha classe spettrale K2,5 IIIb. La

sua temperatura superficiale non è conosciuta con esattezza e questo rende il calcolo di tutti i suoi altri

parametri fisici approssimativo. Facendo una media fra varie misure si ottiene una temperatura di 4.400 K,

da cui segue (tenendo conto della radiazione infrarossa) una luminosità intrinseca 72 volte quella solare. Se

questi parametri sono corretti, ne segue che Epsilon Scorpii ha un raggio che è 15 volte quello del Sole. La

stella è abbastanza vicina e abbastanza grande da permettere una misura diretta del suo raggio: tale

misurazione ha dato come risultato un raggio di 13 volte quello del Sole, in discreto accordo con il valore

inferito tramite la luminosità e la temperatura. La teoria dell'evoluzione stellare predice una massa di poco

superiore a quella del Sole 1,25 e una età comparabile a quella della nostra stella circa 5 miliardi di anni.

Tuttavia, essendo Epsilon Scorpii, più massiccia del Sole, la sua esistenza sarà più breve. Essa ha infatti

raggiunto già uno stadio avanzato della sua evoluzione, avendo esaurito la riserva di idrogeno presente nel

suo nucleo. Questo ha fatto aumentare la temperatura del nucleo stesso e ha di conseguenza fatto gonfiare

gli strati superficiali della stella conducendola allo stadio di gigante. Tuttavia, ciò detto, non è ben chiaro a

quale preciso punto della sua evoluzione Epsilon Scorpii si trovi: potrebbe avere un nucleo inerte di elio che

si sta contraendo e scaldando e che si prepara a iniziare la propria fusione in carbonio e ossigeno, oppure

essere in una fase ancora più avanzata, con un nucleo inerte di carbonio e ossigeno e con una instabilità

che è destinata a crescere e che la porterà a perdere i suoi strati più esterni lasciando scoperto il suo

nucleo, conducendola così allo stadio di nana bianca. Una variabilità della sua luminosità di circa il 10% con

un periodo indefinito sembra suggerire quest'ultima ipotesi. Come tutte le stelle giganti, Epsilon Scorpii ruota

molto lentamente su se stessa: la sua velocità di rotazione all'equatore è di 1,7 km/s: essa impiega così 1,3

anni per compiere una rotazione su se stessa. Come molte stelle giunte a uno stadio avanzato di e Una

caratteristica peculiare di Epsilon Scorpii è di avere un elevato moto proprio, circa 63 km/s relativamente al

Sole, cioè quattro volte più del normale. Ciò suggerisce che questa stella non appartenga al disco galattico,

ma a regioni più esterne e che sia solo di passaggio nel disco

121

Wei

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Dati Fisici

WEI

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K2,5 IIIb

Distanza dal Sole 65 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 50

m 09.81

s

Declinazione -34° 17′ 35,63″

DATI FISICI

Raggio Medio 12,6 Raggi Solari

Massa 1,25 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.400 K

Periodo di Rotazione 1,3 anni

Luminosità 72 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,14

Età Stimata 5 Miliardi di anni

Velocità di rotazione 1,7 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,29

Magnitudine Assoluta 0,78

Velocità Radiale -7 km/s km/s

Moto Proprio AR: -611,84 mas/anno – Dec -255,86 mas/anno

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Girtab

Origine del nome

Il nome Girtab deriva probabilmente dall'accadico, dove significava il pungiglione o il luogo ove ci si prostra,

sembrando in tal modo indicare una creatura pericolosa. Originariamente il nome era applicato

all'asterismo che comprende oltre a κ Scorpii, λ Scorpii, υ Scorpii e ι Scorpii.

Osservazioni

Girtab κ Sco / κ Scorpii / Kappa Scorpii è una stella binaria spettroscopica visibile

nella costellazione dello Scorpione. La principale è una variabile Beta Cephei. Girtab è posta nella parte sud-

orientale dello Scorpione, in corrispondenza della sua coda. È individuabile circa 3° a sud-est della brillante

coppia formata da Shaula e Lesath, in corrispondenza di uno dei tratti più luminosi della Via Lattea. Appare

come un astro di colore azzurro e di magnitudine apparente di 2,37, il che ne fa la quinta stella in ordine di

luminosità all'interno della costellazione. Poiché giace alla declinazione di 39°S, Girtab è una stella

dell'emisfero australe. Nell'emisfero boreale essa non può essere osservata a nord del 51º parallelo, il che

esclude buona parte del Canada e della Russia e l'Europa settentrionale. Diventa circumpolare solo

alle latitudini più meridionali del 51°S, cioè solo nelle estreme regioni meridionali del Sudamerica e

nel continente antartico. I mesi più propizi per la sua osservazione sono quelli corrispondenti all'estate

boreale, da maggio ad agosto. La parallasse misurata dal telescopio spaziale Hipparcos è 6,75 mas. Ciò

significa che la distanza presunta è 1/0,00675 = 148 parsec, corrispondenti a 482 anni luce. La distanza e

la porzione del cielo in cui Girtab giace fanno avanzare l'ipotesi che essa possa appartenere all'associazione

Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina a noi, comprendente centinaia di stelle di grande massa.

Tuttavia l'appartenenza all'associazione non è certa e potrà essere confermata solo sulla base di misure più

precise della distanza e dei moti delle varie componenti Girtab è una binaria spettroscopica riconosciuta

come tale nel 1975. Nel 1997 si è misurato per la prima volta il periodo orbitale che è risultato essere 195,8

giorni[7]

. Harmenec e colleghi 2004 hanno studiato lo spettro di Girtab mediante i telescopi dell'osservatorio

astronomico di La Silla. In particolare essi hanno preso in analisi le linee spettrali del silicio ionizzato una e

due volte, dalle quali hanno potuto dedurre le variazioni della velocità radiale della stella principale del

sistema. Queste osservazioni, più precise delle precedenti, hanno permesso di correggere leggermente il

periodo orbitale in 195,712 giorni. Inoltre si è potuto stabilire che la primaria percorre un'orbita

molto eccentrica (e=0,488 ± 0,005) e che l'argomento di pericentro di tale orbita è 93,6° . La distanza media

fra le due componenti è pari a 1,7 u.a., distanza leggermente superiore a quella che separa il Sole da Marte,

ma l'alta eccentricità le avvicina al periastro fino a 0,87 u.a. e le allontana all'afastro fino a 2,5 u.a. La

primaria è stata classificata come una stella di classe B1,5III. Si tratta, cioè, di una gigante azzurra,

dall'elevata temperatura superficiale. Essa può essere stimata mediante gli indici di colore della stella: sulla

base di tali indici, Harmenec e colleghi 2004 deducono che essa sia 24.500 K. Dalla temperatura

superficiale, dalla distanza e dalla luminosità apparente si può dedurre la luminosità assoluta dell'astro: essa

risulta essere 11.700 . Dalla temperatura superficiale e dalla luminosità assoluta si può dedurre il raggio, che

è stimato essere 8,1 . Assumendo una inclinazione orbitale di 40°, la massa della primaria risulta essere

124

11,3 . La velocità di rotazione all'equatore dell'astro moltiplicato per il seno dell'inclinazione dell'asse di

rotazione rispetto alla nostra visuale veq × sin i è stimata essere 100 km/s. Supponendo che l'asse di

rotazione sia perpendicolare al piano orbitale cioè l'inclinazione dell'asse sia pari a 40°, ciò significa che la

principale compie una rotazione su se stessa ogni 3,62 giorni. Meno conosciute sono le caratteristiche

fisiche della secondaria. Probabilmente essa è una stella azzurra di sequenza principale appartenente alle

sottoclassi intermedie della classe B. Il suo raggio dovrebbe aggirarsi intorno a 5,8 , la sua luminosità

assoluta intorno a 3.550 , mentre la sua massa dovrebbe essere circa 10 volte quella del Sole. Il valore

di veq × sin i è calcolato essere 170 km/s. La principale sembra essere abbastanza massiccia per esplodere

in una supernova al termine del suo ciclo vitale, mentre probabilmente il destino della secondaria è diventare

una massiccia nana bianca. L'esplosione della principale potrebbe espellere la secondaria dal sistema

facendola diventare una stella fuggitiva.

Variabile

La principale di Girtab è una variabile Beta Cephei. Le Beta Cephei sono un tipo di variabili pulsanti: le loro

variazioni di luminosità sono causate da pulsazioni della superficie della stella. Di solito sono di tipo spettrale

B0-B3, hanno masse comprese tra le 9 e le 17 e nel diagramma di Hertzsprung-Russell si collocano

leggermente al di sopra della sequenza principale, con magnitudine assoluta tra -3 e -5. Si suppone che

siano stelle che stanno abbandonando la sequenza principale e che subiscono per questo una lenta

espansione e una diminuzione di densità, che causa un aumento nel periodo di pulsazione. La principale di

Girtab è stata studiata da Uytterhoeven e colleghi 2005. Essi hanno potuto stabilire che il ciclo dominante

delle variazioni della velocità radiale ha una durata di 4,80074 ore. Questo dato è in buon accordo con le

variazioni rilevate mediante osservazioni fotometriche: il satellite WIRE ha potuto rilevare variazioni

nella luce visibile emessa da Girtab aventi una periodicità di 4,79568 ore. La frequenza dominante è

interpretata come causata dalle pulsazioni non radiali a cui la stella va soggetta. Oltre al ciclo dominante le

osservazioni spettroscopiche hanno permesso di individuare altri due cicli che si sovrappongono al primo,

della durata di 4,9303 e 4,214 ore. Tuttavia in questo caso i cicli spettroscopici non trovano un analogo

fotometrico. Secondo Uytterhoeven e colleghi 2005 essi non vanno interpretati come dovuti a pulsazioni

della stella, ma piuttosto a irregolarità sulla sua superficie. Tali irregolarità potrebbero essere dovute a una

non omogenea distribuzione degli elementi chimici sulla superficie stellare. Alternativamente, le oscillazioni

secondarie potrebbero dipendere dalla presenza di strutture di materiale che ruotano insieme alla stella.

Uytterhoeven e colleghi 2005 concludono che i dati da loro analizzati sono compatibili con l'ipotesi che le

oscillazioni a cui le variabili Beta Cephei vanno incontro sono mono periodiche e che eventuali oscillazioni

secondarie devono essere fatte risalire ad altre cause.

125

Girtab

126

Dati Fisici

GIRTAB

Classificazione Gigante Azzurra

Classe Spettrale B 1,5 III – B V

Distanza dal Sole 482 anni luce

Tipo Variabile Beta Chephei

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 42

m 29.27

s

Declinazione -39° 01′ 47,94″

DATI FISICI

Raggio Medio 8,1 Raggi Solari

Massa 11,3 Masse Solari

Temperatura Superficiale 24.500 K

Periodo di Rotazione 3,62 giorni

Luminosità 11.700 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,17

Età Stimata

Velocità di rotazione 100 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,37

Magnitudine Assoluta -3,48

Velocità Radiale -14 km/s km/s

Moto Proprio AR: -6,49 mas/anno – Dec -25,55 mas/anno

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Graffias

Origine del nome

L'etimologia del nome Graffias non è del tutto chiara, ma è stato suggerito questa parola sia in qualche

modo legata con il greco Γραψαίος, Grapsaios, che significa granchio. In tempi antichi infatti le idee di

scorpione e granchio erano quasi intercambiabili e si credeva che il primo fosse generato dal secondo.

Un'altra ipotesi è che la parola sia in qualche modo legata al termine chela, data la posizione di Graffias

nella parte anteriore delle Scorpione, in corrispondenza delle sue chele. Il nome Acrab deriva invece

dall'arabo ,قرب ع al-'Aqrab, che significa lo Scorpione. Per i cinesi Graffias è parte della Xiu Fang, che ال

significa casa o stanza, assieme a Dschubba, a Pi Scorpii e a Rho Scorpii. Si tratta dello Xiu centrale fra i

sette che compongono la regione del Drago azzurro. Graffias veniva chiamata dai cinesi 房宿四, Tien Sze,

che significa il carro a quattro cavalli del cielo ed era adorata dai cavalieri. Inoltre si credeva che presiedesse

alla crescita deibachi da seta e la sua apparizione nel cielo ne segnava l'inizio della stagione di produzione.

In India Graffias era considerata parte della quindicesima Nakshatra, Anuradha, assieme a Dschubba, a Pi

Scorpii, a Rho Scorpii e Jabbah ν Scorpii. Gli astronomi indiani si figuravano questo asterismo come un arco

o uno spigolo, che queste stelle in effetti sembrano formare.

Osservazioni

Graffias β Sco / β Scorpii / Beta Scorpii, conosciuta anche come Acrab è un sistema

stellare della costellazione dello Scorpione. Sebbene sia solo settima in ordine di luminosità all'interno della

costellazione, Bayer le ha assegnato la lettera β, forse per la sua posizione prominente nella parte anteriore

dello Scorpione. Confusamente il nome Graffias è stato attribuito anche alla debole ξ Scorpii. Graffias è

posta nella parte nord-ovest della costellazione dello Scorpione, in corrispondenza delle sue chele. È la più a

nord delle tre stelle luminose che costituiscono la fronte dello Scorpione, essendo le altre due Dschubba e Pi

Scorpii. Pur avendo una magnitudine apparentedi 2,56 è superata in luminosità da ben sei altre stelle della

costellazione, fra cui Antares,Shaula e Sargas. Ciò è dovuto alla presenza nella costellazione dello

Scorpione di molte stelle luminose, tanto che essa è la più ricca di stelle sotto magnitudine 3,0. Graffias fa

anche parte dell'asterismo del Grande Uncino, assieme ad Antares e Dschubba. Graffias è una stella

dell'emisfero australe. Tuttavia, essendo la stella luminosa più a nord, posta solo 19° sotto l'equatore

celeste, le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono abbastanza ampie e in ogni caso

migliori delle stelle poste più a sud, che sono visibili solo a partire dalle regioni mediterranee. Al contrario

Graffias è visibile fino al 70º parallelo, oltre il circolo polare artico, sebbene in Canada, Europa

settentrionale e nella Russia settentrionale essa apparirà molto bassa all'orizzonte sud e sarà visibile per

poche ore della notte. D'altra parte questa relativa vicinanza all'equatore celeste comporta che Graffias

sia circumpolare solo nelle regioni antartiche. I mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che

corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto. Graffias fa parte, come molte stelle brillanti della

costellazione dello Scorpione, dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina

alla Terra. Questa associazione è molto estesa, essendo formata da forse 1.200 stelle con masse pari o

superiori alle 15 . Esse si sono formate in un tempo compreso fra i 5 e i 17-22 milioni di anni. Le stelle più

128

massicce dell'associazione sono probabilmente già esplose in supernovae, che hanno dato origine ad

ulteriori fenomeni di formazione stellare. L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di

stelle, chiamati Scorpione superiore,Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. Graffias fa parte

del primo di questi sottogruppi, noto anche come Associazione di Antares, sebbene non sia chiaro se

Antares faccia parte del sottogruppo o meno. L'associazione Scorpione superiore, che comprende le stelle

poste in corrispondenza della testa dello Scorpione, è il sottogruppo più giovane dei tre, avente una età di

circa 5 milioni di anni. Di esso fanno parte, oltre a Graffias, anche le due altre stelle brillanti che formano la

testa dello Scorpione, cioè Dschubba e Pi Scorpii. La distanza media del sottogruppo dalla Terra è circa

400-500 anni luce. Graffias, in particolare, dista da noi circa 530 anni luce.

Il gruppo Scorpione superiore

Caratteristiche

Graffias è un sistema multiplo molto complesso, formato da almeno cinque componenti. Un

piccolo telescopio è sufficiente a separare due componenti distanti l'una dall'altra 14 secondi d'arco, che alla

129

distanza di 530 anni luce corrispondono a 2.200 u.a., cioè circa 330 miliardi di km. Le due componenti così

risolte orbitano l'una intorno all'altra in almeno 16.000 anni. Inoltre la più brillante delle due componenti rivela

a telescopi più potenti di avere un'altra compagna, molto più debole, ad appena mezzo secondo d'arco, cioè

a circa 80 u.a.. La primaria è stata chiamata β Scorpii A, la compagna più vicina e debole β Scorpii B,

mentre quella più distante e luminosa β Scorpii C. Lo studio delle ulteriori componenti è stato facilitato dal

fatto che, essendo abbastanza vicina al piano dell'eclittica, Graffias viene occultata, anche se raramente,

dai pianeti del sistema solare. In particolare, nel 1971 Beta Scorpii A è stata occultata dal pianeta Giove,

mentre nel 1972 Beta Scorpii C è stata occultata dal satellite di Giove Io.

Graffias vista al telescopio. Si può apprezzare la separazione di due componenti

Beta Scorpii A

Sebbene sia noto fin dagli anni cinquanta che Beta Scorpii A è a sua volta una binaria spettroscopica con un

periodo di 6,8 giorni, le caratteristiche fisiche delle due componenti hanno cominciato ad essere comprese

con maggiore precisione solo dopo una serie di occultazioni di Beta Scorpii A da parte di Giove e

della Luna occorse negli anni settanta. Infatti tali occultazioni danno la possibilità di osservare le due

componenti separatamente, seppur per il breve periodo in cui il pianeta occulta una sola delle due

componenti. Per ulteriori indagini sono stati utilizzati metodi spettroscopici. La componente principale di Beta

130

Scorpii A, chiamata Beta Scorpii A1, è una stella di classe spettrale B0,5 V, avente una

temperatura superficiale di 28.000 K. Tale temperatura le conferisce un colore blu. Il suo raggio è 6,5 volte

quello del Sole e la sua massa è calcolata essere 13,3 volte quella solare. Stelle così massicce sono molto

luminose: Beta Scorpii A1 ha probabilmente una luminosità di circa 9.000 . Sia le caratteristiche fisiche di

questa stella, sia l'età calcolata degli altri membri dell'associazione OB a cui appartiene sono compatibili con

una età di circa 5-6 milioni di anni. Se è così, Beta Scorpii A1 è giunta a circa un terzo della sua esistenza

come stella di sequenza principale. Fra 10 milioni di anni, essa ne uscirà per diventare una supergigante

rossa. Vista la sua massa, il suo destino finale è quello di esplodere in una supernova. La componente

secondaria di Beta Scorpii A, chiamata Beta Scorpii A2, è una stella di classe spettrale B2,5 V, avente una

temperatura superficiale un po' inferiore rispetto a quella della primaria 24.600 K. Come la primaria, essa è

di colore blu. Anche il suo raggio è un po' inferiore a quello della compagna 4.0 , così come la sua massa,

che è stimata essere 9,5 volte quella del Sole. Di conseguenza, la luminosità di Beta Scorpii A2 è circa

2.600 volte quella del Sole. La secondaria sarebbe quindi all'incirca 3 volte e mezzo meno luminosa della

primaria. Poiché le componenti di Graffias si sono formate dalla stessa bolla di gas, hanno tutte più o meno

la stessa età. Pertanto anche Beta Scorpii A2 è nata 5-6 milioni di anni fa. Essendo tuttavia meno massiccia

di Beta Scorpii A1, essa è destinata a vivere più a lungo: forse 50 milioni di anni. Il suo destino finale è

incerto in quanto la sua massa è posta proprio sul confine fra quella delle stelle che concludono la loro

esistenza come nane bianche e quelle che invece esplodono come supernovae. Un calcolo preciso della

sua metallicità e della sua massa potrebbe aiutare a formulare delle ipotesi sulle ultime fasi della

sua evoluzione. Le due componenti di Beta Scorpii A sono, su scala astronomica, molto vicine. Esse sono

distaccate di appena 1,42 milli arco secondi (mas), ossia 30 milioni di km, poco più della metà della distanza

fra Mercurio e il Sole. L'orbita da essi percorsa è moderatamente eccentrica , e=0.291 ed è inclinata di circa

65° rispetto alla nostra visuale.

Beta Scorpii B

Beta Scorpii B è una stella distante da Beta Scorpii A circa 450 milli arco secondi e più debole rispetto a

questa di 3,31 magnitudini cioè Beta Scorpii A è una ventina di volte più luminosa della componente B. Essa

orbita intorno alla coppia Beta Scorpii A1-A2; questo movimento orbitale sta facendo sì che la distanza

apparente fra le componenti C e A stia diminuendo: un secolo fa infatti erano distanti un secondo d'arco.

Potrebbe trattarsi di una stella di classe spettrale B, avente una massa di circa 6

Beta Scorpii C

Beta Scorpii C è stata molto meno studiata rispetto a Beta Scorpii A. Ciò è anche dovuto alla sua minore

luminosità: mentre la magnitudine apparente di Beta Scorpii A è 2,62, quella di Beta Scorpii C è 4,92 .

Questa stella ha una classe spettrale B2V e una temperatura superficiale di circa 22.000 gradi; dovrebbe

avere quindi caratteristiche abbastanza simili a quelle di Beta Scorpii A2. Il 14 maggio 1971 il satellite di

Giove, Io ha occultato questo astro e ciò ha permesso di studiarne meglio le caratteristiche: per esempio, si

è potuto dedurre che, avendo impiegato Io 0,1 secondi ad occultare la stella, essa deve avere un diametro

angolare di 0,2 milli arco secondi, che corrisponde a un raggio 5,5 volte quello del Sole. Le variazioni della

luminosità durante l'occultamento suggeriscono inoltre che anche Beta Scorpii C sia una stella binaria. La

principale, fin qui descritta, avrebbe infatti una debole compagna, chiamata Beta Scorpii E, distante dalla

principale 97 milli arco secondi. Si tratta forse di una stella avente una massa simile a quella del Sole.

131

Il sistema e altre possibili componenti

Schema delle componenti di Graffias

Il sistema formato da queste componenti è particolarmente complesso. Inoltre è possibile che siano presenti

altre componenti minori non ancora osservate. La coppia Beta Scorpii A1-A2 forma una binaria stretta,

intorno a cui ruota la componente C. Intorno a questo sistema triplo orbita la coppia formata dalle

componenti C ed E, le quali orbitano strettamente l'una intorno all'altra. È stato ipotizzato che anche la

componente B abbia una compagna molto più debole, chiamata Beta Scorpii G, così come la componente E

potrebbe essere a sua volta una stella doppia. La possibile compagna di E è stata chiamata Beta Scorpii F.

Se queste ulteriori componenti fossero confermate, Graffias sarebbe un sistema settuplo. Tuttavia non si

sono ancora trovate conferme dell'esistenza di queste due ulteriori componenti, mentre sembra essere

sicuro che Graffias sia un sistema quintuplo, essendo le sue componenti A1, A2, C, E e B.

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Dati Fisici

GRAFFIAS

Classificazione Blu di sequenza principale

Classe Spettrale B 0,5 V – B2 V

Distanza dal Sole 530 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 05

m 26,23

s

Declinazione -19° 48′ 19,63″

DATI FISICI

Raggio Medio 6,5 Raggi Solari

Massa 13,3 Masse Solari

Temperatura Superficiale 29.000 – 22.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 9.000 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,08 - -0,02

Età Stimata 5 milioni di anni

Velocità di rotazione 130 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,62 – 4,92

Magnitudine Assoluta -3,50 - -1,16

Velocità Radiale -1,0 km/s

Moto Proprio AR:-6,75 mas/anno – Dec -24,89 mas/anno

134

Sagittario

Kaus Australis

Origine del nome

Kaus Australis ε Sgr / ε Sagittarii / Epsilon Sagittarii è una stella gigante di colore bianco-azzurro che

splende alla magnitudine apparente di 1,80, il che ne fa la trentaquattresima stella più brillante del cielo.

Assieme a δ Sagittarii (Kaus Media) e a λ Sagittarii Kaus Borealis forma l'arco

della costellazione del Sagittario, di cui rappresenta la parte inferiore sud. Questo spiega il suo nome

derivante dall'arabo وس qaws, che significa 'arco' e dal latino austrālis, che significa 'sud'. Essa fa anche ق

parte dell'asterismo noto come teiera. Nonostante nella nomenclatura di Bayer le sia stata assegnata la

lettera ε, essa è la stella più luminosa della costellazione.

Osservazioni

Posta alla declinazione di 34°S, Kaus Australis è una stella dell'emisfero australe. Nell'emisfero boreale essa

non può essere osservata a nord del 56º parallelo, il che esclude buona parte del Canada e l'Europa

settentrionale. Nelle zone temperate dell'emisfero boreale, essa comunque apparirà molto bassa

sull'orizzonte e la sua osservazione risulterà penalizzata. Diventa circumpolare solo alle latitudini più

meridionali del 56° S, cioè solo nel continente antartico. La sua magnitudine pari a 1,80 le consente di

essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. La temperatura superficiale di

Kaus Australis è stimata essere 9.200 K, il che la colloca fra le classi spettrali A e B: certi cataloghi la

classificano come B9.5, altri come A0. Dalla distanza di 143 anni luce si ricava che questa stella emette

una radiazione 375 volte quella solare, che è maggiore di quella che viene emessa di solito dalle giganti di

questa classe. Kaus Australis viene perciò definita gigante brillante.

La stella ha esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo. Probabilmente esso sta ora contraendosi e

scaldandosi, ma non ha ancora raggiunto una temperatura e la densità sufficiente a innescare

la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. L'aumento di temperatura del nucleo sta facendo crescere la stella

di volume, allontanando dal nucleo gli strati più superficiali. Il destino finale di Kaus Australis è quello di

trasformarsi in una nana bianca. Probabilmente questa stella, ruotando velocemente su se stessa, ha creato

un alone di gas intorno al suo equatore, che la nasconde in parte all'osservazione. È un fenomeno comune

nelle stelle ad alta velocità di rotazione, come Achernar e Gamma Cassiopeiae. Kaus Australis è in realtà

una stella multipla. La compagna più vicina, di magnitudine 8,40, è stata localizzata a 2,39 secondi

d'arco dalla principale, che corrispondono, alla distanza del sistema, a circa 106 u.a., dunque all'interno del

disco di gas e polveri che si trova invece a 155 u.a. dalla gigante. Questa stella è probabilmente una stella

di sequenza principale di 0,95 masse solari. Un'altra debole compagna di magnitudine 14,1, che si trova a

una distanza di 32 secondi d'arco dalla stella principale, completa il sistema di Kaus Australis.

135

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Dati Fisici

KAUS AUSTRALIS

Classificazione Gigante Bianco Azzurra

Classe Spettrale B9.5 III

Distanza dal Sole 143 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 18h 24

m 10,31

s

Declinazione -34° 23′ 04,62″

DATI FISICI

Raggio Medio 6,7 Raggi Solari

Massa 3,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.200 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 415 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,03

Età Stimata 230 milioni di anni

Velocità di rotazione 175 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 1,80

Magnitudine Assoluta -1,42

Velocità Radiale -15 km/s

Moto Proprio AR:-39,51 mas/anno – Dec -124,05 mas/anno

137

Nunki

Origine del nome

Sigma Sagitarii σ Sgr / σ Sagittarii, conosciuta anche con il nome tradizionale di Nunki, è un sistema

stellare nella costellazione del Sagittario. Di magnitudine apparente 2,05, è la seconda stella più luminosa

della costellazione. Dista 228 anni luce dal sistema solare. Il nome moderno Nunki, al contrario della

maggior parte dei nomi tradizionali dati alle stelle, non è di origine araba, bensì è un nome assiro o

babilonese, e sembra derivare dalla, Tavola delle trenta stelle, dove veniva identificata come la stella della

proclamazione del mare. Il significato del nome non è chiaro, potrebbe anche derivare da Enki,

dio Sumero generalmente associato al mare e alle acque. Altri nomi della stella di cui si trova menzione

sono Sadira e Pelagus.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe,

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud

siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in

prossimità del circolo polare artico, e comunque più a nord della latitudine 64°N. La sua magnitudine pari a

2,05 le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Il periodo

migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra giugno e settembre;

nell'emisfero sud è visibile anche per buona parte della primavera australe, grazie alla declinazione della

stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata limitatamente durante i mesi estivi boreali. Nunki ha

una magnitudine apparente di 2.1 ed una classe spettrale B3. La luminosità totale di σ Sgr, compresa

la radiazione ultravioletta emessa da una stella così calda, è 3300 volte quella del Sole e la massa totale è

quasi 8 volte la massa solare. Il raggio della stella equivale a 5 volte quello del Sole e la temperatura

superficiale è di 20.000 K. La stella ha un'età di poco più di 30 milioni di anni, e si trova ancora nella

sequenza principale, ma le stelle con questa massa hanno una vita relativamente breve rispetto al Sole, e

quella di Nunki si concluderà dopo circa 50 milioni di anni. Nunki può essere occultata dalla Luna e molto

raramente dai pianeti. L'ultima occultazione di Nunki da parte di un pianeta risale al 17 novembre1981,

quando è stata occultata da Venere.

138

Dati Fisici

NUNKI

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale B 2.5 V

Distanza dal Sole 228 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 18h 55

m 15,9

s

Declinazione 26° 17′48″

DATI FISICI

Raggio Medio 5 Raggi Solari

Massa 7,8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 20.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 3.300 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) -0,22

Età Stimata 31,4 milioni di anni

Velocità di rotazione 201 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,05

Magnitudine Assoluta -2,14

Velocità Radiale -11,2 km/s

Moto Proprio AR:-13,87 mas/anno – Dec 52,65 mas/anno

139

Axilla

Origine del nome

Zeta Sagittarii ζ Sgr / ζ Sagittarii è un sistema stellare presente nella costellazione del Sagittario. Il suo

nome tradizionale è Ascella. Il nome Ascella deriva dal latino ed è stato conferito alla stella in quanto

posizionata in coincidenza della spalla della figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione.

Nell'astronomia cinese, ζ Sgr era la 6a delle sei stelle della costellazione del Mestolo o Carro del Sud,

facente parte della Tartaruga Nera.

Osservazioni

Ascella ha una magnitudine apparente è 2,60 il che la rende il terzo sistema stellare più brillante della

costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti casi in cui Bayer non ha assegnato

le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella parte centrale della costellazione, circa

4° a sud est di Sigma Sagittarii. Posta quasi 30° a sud dell'equatore celeste, Ascella è

una stella appartenente all'emisfero australe. La sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di

osservazione nell'emisfero boreale, ove è osservabile solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa

comunque nelle regioni temperate dell'emisfero apparirà bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore

della notte. Più ampie sono le possibilità di osservarla quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo

migliore per osservarla corrisponde all'estate boreale. Ascella fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di

cui assieme a ε Sagittarii, δ Sagittarii e φ Sagittarii, forma il corpo. Zeta Sagittarii è un sistema stellare

formato da due stelle, i cui rispettivi nomi sono:

Zeta Sagittarii A

Zeta Sagittarii B

La loro distanza apparente è mezzo secondo d'arco. Alla distanza di 89,1 anni luce, ciò corrisponde a

13,4 u.a., mentre l'eccentricità orbitale del sistema è di 0,205. Ciò implica che esse si avvicinano fino a 10,6

UA al periastro e si allontanano fino a 16,1 u.a. all'afastro. Ci vogliono circa 21,075 anni perché un'orbita sia

completata. Zeta Sagittarii A è classificata come stella di tipo A2III. Il suo colore bianco-azzurro, le è

conferito dalla temperatura superficiale di 9.000 K. Dalla sua magnitudine apparente 3,26 e dalla distanza

presunta si può inferire che questa stella ha una luminosità 31 volte maggiore di quella del Sole. Questa

temperatura superficiale e questa luminosità portano a pensare che, nonostante la classificazione, Zeta

Sagittarii A non è affatto una gigante, ma una stella di sequenza principale avente una massa 2,2 . Zeta

Sagittarii B è classificata come stella di tipo A4IV. Il suo colore bianco, le è conferito da una temperatura

superficiale un po' inferiore a quello della compagna 8.500 K. Essa è anche leggermente meno massiccia di

Zeta Sagittarii A 2,1 . Anche questa stella, nonostante la classificazione, appartiene alla sequenza

principale. Ascella ha inoltre una debole compagna di 10a magnitudine, Zeta Sagittarii C, separata dalla

primaria da una distanza di 75 secondi d'arco. Si tratta di una stella di sequenza principale arancione di

classe K7. Se fosse legata al sistema orbiterebbe a una distanza di almeno 2.000 u.a. dalla coppia centrale

e percorrerebbe un'orbita intorno ad essa in almeno 40.000 anni. Tuttavia essa non è probabilmente legata

al sistema e la sua vicinanza è puramente ottica.

140

Zeta Sagittarii

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Dati Fisici

AXILLA

Classificazione Gigante e Sub Gigante

Classe Spettrale A2 III – A4 IV

Distanza dal Sole 89,1 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 19h 02

m 36,7

s

Declinazione -29° 52′ 49″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa 2,2 – 2,1 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.000 – 8.500 K

Periodo di Rotazione 21,075 anni

Luminosità 31 - 26 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,08

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 77km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,60

Magnitudine Assoluta 1,07

Velocità Radiale 22 km/s

Moto Proprio AR:-14,10 mas/anno – Dec -3,66 mas/anno

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Kaus Media

Origine del nome

Delta Sagittarii δ Sgr / δ Sagittarii è un sistema stellare presente nella costellazione del Sagittario. Il suo

nome tradizionale è Kaus Media. Il nome Kaus Media deriva dall' arabo swaq وس ,arco e dal latino media =ق

cioè in mezzo. In effetti essa assieme a ε Sagittarii Kaus Australis e a λ Sagittarii Kaus Borealis forma l'arco

impugnato dalla figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione. Kaus Media si trova al centro

dell'arco, mentre Kaus Australis e Kaus Borealis ne disegnano rispettivamente la parte meridionale e

settentrionale. Nell'astrologia Hindu la stella viene chiamata Purvashada Nakshatra. Nel sistema delle

antiche costellazioni cinesi era la quarta delle sei stelle che compongono il Mestolo, o Carro del Sud, facente

parte della Tartaruga Nera.

Osservazioni

Kaus Media ha una magnitudine apparente 2,72, il che la rende la quarta stella più brillante della

costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii e ζ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti casi in cui Bayer non

ha assegnato le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella parte occidentale della

costellazione quasi al confine con le costellazioni dell'Ofiuco e dello Scorpione. Posta quasi 30° a sud

dell'equatore celeste, Kaus Media è una stella appartenente all'emisfero australe. La

sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione nell'emisfero boreale, ove è osservabile

solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa comunque nelle regioni temperate dell'emisfero apparirà

bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore della notte. Più ampie sono le possibilità di osservarla

quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo migliore per osservarla corrisponde all'estate boreale

Kaus Media fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di cui assieme a ε Sagittarii, ζ Sagittarii e φ

Sagittarii, forma il corpo Kaus Media è una stella gigante arancione appartenente alla classe spettrale K3.

Essa dista 306 anni luce dalla Terra; dalla sua luminosità apparente e dalla distanza si può ricavare la sua

luminosità intrinseca che risulta essere 1180 volte quella solare, una volta che si sia presa in considerazione

la notevole quantità di radiazione infrarossa che la stella emana. Si tratta di un valore molto elevato anche

per una gigante. Il suo raggio è 62 volte quello del sole, circa i tre quarti dell'orbita di Mercurio, e la

sua massa circa 5 volte quella solare. Probabilmente sta attualmente fondendo l'elio presente nel suo nucleo

in carbonio e ossigeno. Il sistema stellare Delta Sagittarii, oltre alla principale descritta finora, è composto da

tre deboli stelle di classe K o M, chiamate rispettivamente:

Delta Sagittarii B, di 14 magnitudine, separata dalla principale di 26 secondi

Delta Sagittarii C, di 15 magnitudine, separata dalla principale di 40 secondi

Delta Sagittarii D, di 13 magnitudine, separata dalla principale di 58 secondi

Non è però certo se queste stelle formano un sistema fisico effettivo o se sono semplicemente allineate sulla

linea di vista. Se sono fisicamente legate alla principale, allora la loro distanza dalla più potente compagna

va da almeno 2400 u.a. per Delta Sagittarii B ad almeno 5400 u.a. per Delta Sagittarii D e i loro periodi

orbitali da almeno 53.000 anni per Delta Sagittarii B ad almeno 180.000 anni per Delta Sagittarii D.

143

.

144

Dati Fisici

KAUS MEDIA

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K3 III

Distanza dal Sole 306 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 18h 20

m 59,07

s

Declinazione -29° 49′ 41″

DATI FISICI

Raggio Medio 62 Raggi Solari

Massa 5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.300 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 1.180 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,38

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,72

Magnitudine Assoluta -2,16

Velocità Radiale -19,9 km/s

Moto Proprio AR:-29,96 mas/anno – Dec -26,38 mas/anno

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Kaus Borealis

Origine del Nome

Lambda Sagittarii λ Sgr, λ Sagittarii è una stella visibile in direzione della costellazione del Sagittario . La

stella segna l'estremità superiore di un asterismo a forma di arco سوق qaws in arabo, da cui il nome

tradizionale Kaus Borealis. Essa segna anche la parte superiore del coperchio del cosiddetto asterisco

denominato Teiera. A sud di essa si trovano le altre stelle dell'arco, Kaus Media e Kaus Australis. Nella

antica astronomia cinese, è la seconda di 6 stelle dell'asterismo denominato Merlo

acquaiolo della costellazione cinese detta Tartaruga Nera.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe,

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud

siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in

prossimità del circolo polare artico. La sua magnitudine pari a 2,82 le consente di essere scorta con facilità

anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale

ricade nei mesi compresi fra giugno e settembre; nell'emisfero sud è visibile anche per buona parte della

primavera australe, grazie alla declinazione della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata

limitatamente durante i mesi estivi boreali. λ Sagittarii è una gigante arancione di classe spettrale K1 o,

come classificata da altri studi, una sub gigante arancione. Allo stato attuale è in corso nel suo nucleo

la fusione termonucleare dell'elio, con produzione di carbonio ed ossigeno. Kaus Borealis è distante 78 anni

luce da noi, ha una massa pari a 2,3 masse solari, un raggio pari a circa 11 raggi solari, ed è 52 volte più

luminosa del Sole. Trovandosi vicina al piano dell'eclittica, Lambda Sgr viene talvolta occultata dalla Luna e,

più raramente, da un pianeta, generalmente un interno. Le ultime due occultazioni da parte di un pianeta

furono rispettivamente quella di Venere, che avvenne il 19 novembre 1984. La precedente occultazione con

un pianeta avvenne il 5 dicembre 1865, quando fu occultata dal pianeta Mercurio. Il 1 Dicembre 2011 λ

Sagittarii era in stretta congiunzione con Venere ad una distanza angolare di 41', e il 25

Novembre 2012 invece lo era con Marte, sempre in congiunzione stretta, ad una distanza angolare di

appena 60'.

146

147

Dati Fisici

KAUS BOREALIS

Classificazione Sub Gigante Arancione

Classe Spettrale K0 IV

Distanza dal Sole 78 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 18h 27

m 58,2

s

Declinazione -25° 25′ 18″

DATI FISICI

Raggio Medio 11 Raggi Solari

Massa 2,3 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.700 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 52 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,01

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,83

Magnitudine Assoluta 0,92

Velocità Radiale -43,2 km/s

Moto Proprio AR:-44,76 mas/anno – Dec -185,66 mas/anno

148

Albaldah

Origine del Nome

Il nome Albaldah è deriva dalla lingua araba لدة Balda la città. . Nel catalogo delle stelle ب

nel Calendarium di Al Achsasi al Mouakket , questa stella è stata designata al Beldat Nir , che è stato

tradotto in latino come Lucida Oppidi , vale a dire la più luminosa della città . Questa stella, insieme a ζ

Sgr e σ Sgr potrebbe essere stato il accadico Gu-shi-rab-ba , il giogo del mare. In cinese , 建 Jian , che

significa Stabilimento , si riferisce ad un asterismo composto da Sagittarii π, ξ ² Sagittarii , ο Sagittarii , 43

Sagittarii, ρ ¹ Sagittarii e υ Sagittarii . Di conseguenza, si è Sagittarii π è conosciuto come 建三 San Jian ,

inglese:. la terza stella di stabilimento.

Ossrvazioni

Pi Sagittarii Pi Sgr , Sagittarii π , π Sgr è un sistema stellare triplo nella costellazione del Sagittario . Ha il

nome tradizionale Albaldah, ha una magnitudine apparente visuale di 2,89, che è sufficientemente luminosa

per essere facilmente visibile ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misurazioni, questa stella è situata ad

una distanza di circa 510 anni luce, 160 parsec da Terra . Perché è vicino all’eclittica , Albaldah a volte può

essere occultata dalla Luna , e, molto raramente da pianeti del Sistema Solare. L'occultazione successiva da

un pianeta si svolge il 17 febbraio 2035, quando sarà nascosta da Venere . Lo spettro di questa stella

corrisponde a una classificazione stellare di F2 II. Il 'II' classe di luminosità è per una gigante luminosa che

ha esaurito l'idrogeno nel suo nucleo e ha seguito un percorso evolutivo dalla sequenza principale delle

stelle come il sole. Perché ha quasi sei volte la massa del Sole, ha raggiunto questo stadio in soli 67 milioni

anni. La busta esterna è energia radiante ad una temperatura effettiva di circa 6590 K, dando il giallo-

bianco di un tipo F. Pi Sagittarii ha due compagni nelle vicinanze. La prima si trova in una separazione

angolare di 0,1 secondi d'arco da Albaldah, o almeno 13 Unità Astronomiche u.a.. La seconda è di 0,4

secondi d'arco di distanza, che è di 40 u.a. o più. Nulla si sa circa le orbite di queste stelle.

149

Dati Fisici

ALBALDAH

Classificazione Gigante Bianco Gialla

Classe Spettrale F2 II

Distanza dal Sole 507 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 19h 09

m 45,83

s

Declinazione -21° 01′ 25,01″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa 5,9 Masse Solari

Temperatura Superficiale 6.590 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,35

Età Stimata 67 milioni di anni

Velocità di rotazione 30 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,89

Magnitudine Assoluta -3,08 combinata

Velocità Radiale -9,8 km/s

Moto Proprio AR:-1,36 mas/anno – Dec -36,45 mas/anno

150

Al Nasl

Origine del Nome

Alnasl deriva dal صل ن -araba al-NASL che significa punta di freccia., Nushaba deriva dall'arabo Zujj al ال

Nashshaba significa la stessa Alnasl., Warida è derivato da عم ن وارد ال Al Na ʽ sono al Warid , gli struzzi ال

Andando, l'asterismo composto questo, stella Sgr δ , ε Sgr e η Sgr. Questa stella, insieme a: Sgr δ , ε

Sgr , ζ Sgr , λ Sgr , Sgr σ , τ Sgr e φ Sgr , costituita l'asterismo Teiera . Sgr δ e ε Sgr erano accadico Sin-

suora-tu , o Si-nu-nu-tum , la Rondine. In cinese , 箕 JI, che significa setaccio , si riferisce ad un asterismo

composto da γ Sagittarii, Sagittarii δ , ε Sagittarii e η Sagittarii . Di conseguenza, γ Sagittarii stessa è

conosciuta come 箕宿一 JI Sù yī , inglese:. la prima stella di setaccio.

Osservazioni

Gamma Sagittarii Gamma Sgr , Sagittarii γ , γ Sgr è una 3 ° magnitudine nella costellazione

del Sagittario . La posizione di questa stella costituisce la punta della freccia a prua del Sagittario

del Centauro . Ha il corretto nome Alnasl NASL , El NASL , Nushaba Nash e Warida . Questa stella si

trova abbastanza vicino alla Terra che la sua distanza può essere determinata utilizzando parallasse ,

ottenendo un valore di circa 96,9 anni luce 29,7 parsec . Ha una magnitudine apparente visuale di

2,98, che la rende la stella più brillante, settima nella costellazione. Una classificazione stellare di K1 III

rivela che si tratta di una stella gigante , che hanno ampliato a circa 12 volte il raggio solare . Ciò significa

che ha esaurito l'idrogeno nel suo nucleo e si è evoluta dalla sequenza principale . L'abbondanza di elementi

diversi da idrogeno ed elio in questa stella, quello che gli astronomi, termine della stella metallicità , è

inferiore rispetto al Sole . Gamma Sagittarii ha una temperatura effettiva di 4760 K, rispetto a 5778 K per il

sole. È questa temperatura più bassa che dà Gamma Sagittarii la tonalità arancione che è una caratteristica

di tipo K. stelle . C'è un compagno più debole ottica a circa 50 minuti d'arco a nord di questa stella. Si tratta

di magnitudine 4,7 variabile Cefeide stelle designato W Sagittarii .

151

Dati Fisici

AL NASL

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K1 III

Distanza dal Sole 97 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 18h 05

m 48,5

s

Declinazione -30° 25′ 27″

DATI FISICI

Raggio Medio 12 Raggi Solari

Massa 2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.800 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 64 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,01

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,98 media

Magnitudine Assoluta 0,60

Velocità Radiale 22 km/s

Moto Proprio AR:-53,92 mas/anno – Dec -180,9 mas/anno

152

Rukbat

Origine del Nome

I nomi Alrami e Rukbat , derivato dalla lingua araba al-Rukbat Rami = il ginocchio dell'arciere . Non deve

essere confuso con Delta Cassiopeiae , che è anche chiamato Ruchbah o Rukbat, dall’ arabo

بة rukbah che significa ginocchio. In cinese , 天渊 Tian Yuan , il che significa primavera celeste , si رك

riferisce ad un asterismo composto da α Sagittarii, β 1 Sagittarii e β

2 Sagittarii . Di conseguenza, α stesso

Sagittarii è conosciuto come 天渊三 San Tian Yuan , inglese:. la terza stella della Primavera Celeste

Questa stella, insieme a β 1 Sgr e β

2 Sgr , erano Al Ṣuradain ن سردی .i due Surad, uccelli del deserto ,أل

Osservazioni

Sagittarii Alpha Alpha Sgr , Sagittarii α , α Sgr è una stella nella costellazione del Sagittario . Ha il

tradizionale nomi Alrami e Rukbat . Alpha Sagittarii è una blu, classe B stella nana . Non sembra

particolarmente brillante nel cielo ad occhio nudo, con una visuale magnitudine apparente di 3,97. Tuttavia,

questo è dovuto alla sua distanza, in realtà, la stella è due volte più calda del sole e considerevolmente più

massiccia, con una luminosità in lunghezze d'onda visibili circa 40 volte maggiore di quella del sole. Sulla

base di un eccesso di emissioni di radiazione infrarossa , può avere un disco di detriti , molto simile

a Vega . Non è chiaro perché Bayer designato questa stella come l'alfa, piuttosto che ε Sgr o σ Sgr . Questo

ha portato alcune mappe stellari vecchie per descrivere occasionalmente Alfa e Beta Sgr come molto più

brillante di quanto non siano in realtà, in quanto sono invisibili dal nord Europa, di essere troppo a sud per

vederla. Questo è un mono foderato sistema binaria spettroscopica. Il ROSAT All Sky Survey ha scoperto

che Alpha Sagittarii emette un flusso eccessivo di raggi X, che non si prevede la provenienza da una stella

di questa classe spettrale. La spiegazione più probabile è che la compagna è un attiva pre-stella della

sequenza principale, oppure una stella che ha appena raggiunto la sequenza principale.

153

Dati Fisici

RUKBAT

Classificazione Nana Blu

Classe Spettrale B8 V

Distanza dal Sole anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 19h 23

m 53,17

s

Declinazione -40° 36′ 57,37″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,49 Raggi Solari

Massa Masse Solari

Temperatura Superficiale 12.370 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 60 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,10

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,97

Magnitudine Assoluta 0,37

Velocità Radiale -0,7 km/s

Moto Proprio AR:30,49 mas/anno – Dec -119,21 mas/anno

154

Capricorno

Deneb Algedi

Origine del nome

Il nome tradizionale 'Deneb Algedi' deriva dalla lingua araba جدي ب ال ðanab al-Jady , che significa la coda ذن

della capra, riferendosi alla coda simili a pesci del mare celeste-capra Capricorno . Secondo l'astrologia , la

rappresentazione Deneb Algedi di una coda flessibile si riflette nella sua associazione con la fortuna sia

buona e cattiva allo stesso modo. E 'stato uno dei quindici stelle Behenian di medievale astrologia,

associato con calcedonio, maggiorana e il cabalistico simbolo . In astronomia cinese , δ Capricorni è

noto come 垒壁阵四 BI zhen lei sì , che significa la quarta stella della linea dei bastioni. Ci si riferisce alla

sua presenza in mezzo a un asterismo noto come La linea di bastioni , che comprende anche κ

Capricorni , ε Capricorni , γ Capricorni , ι Aquarii , λ Aquarii , σ Aquarii , Aquarii φ , 27 Piscium , 29

Piscium , Piscium 33 e 30 Piscium .

Osservazioni

Delta Capricorni Cap δ, δ Capricorni, anche tradizionalmente chiamata Deneb Algedi e Scheddi , è

una stella binaria sistema di circa 39anni luce di distanza nella costellazione del Capricorno il Mare di

capra . La stella primaria del sistema è un gigante bianca e la luce combinata dei suoi membri rende

luminosa la stella singola all'interno della costellazione. Perché è vicino alla eclittica , Delta Capricorni può

essere occultata dalla Luna , e anche raramente da pianeti . Delta Capricorni è una binaria ad

eclisse sistema stellare simile a Algol , con un periodo orbitale di 1.022768 giorni e una inclinazione vicino

alla linea di vista dalla Terra. Il picco di magnitudine apparente visuale della coppia è 2.81. Durante

un'eclissi del primario, tale grandezza scende dello 0,24. Quando il primario sta eclissando il secondario,

l'ampiezza si riduce di 0,09. Il componente principale, Delta Capricorni A, ha un generale classificazione

stellare di A7M III, che indica che si tratta di una stella gigante che ha esaurito la fornitura di idrogeno nel

suo nucleo. Più specificamente, questo è un chimicamente peculiare Am stella di tipo spettrale di

kA5hF0mF2 III sotto il sistema MK riveduto. Questa notazione indica che la linea K corrisponde alla

temperatura di una stella A5, il tipo di idrogeno spettrale corrisponde un F0, e le metalliche righe di

assorbimento corrispondono a una stella F2. In passato questa stella è stata sospettata di essere

una variabile Delta Scuti , che è raro per una stella Am. Questa categorizzazione è stata messa in

discussione durante le osservazioni nel 1994 e non è più probabile una stella variabile. Rispetto al Sole, il

primario ha il doppio della massa e quasi due volte il raggio. Si sta ruotando rapidamente con

una proiezione velocità di rotazione di 105 km s . Questo tasso di rotazione è sincrona con il periodo

orbitale. Si noti che è insolito per una stella Am di avere una velocità di rotazione elevata. La busta esterna

della stella è energia radiante ad una temperatura effettiva di 7301 K, dando il bianco color bagliore di una

stella di tipo A. Il componente secondario è un tipo G o K con il 90% circa della massa del sole. Ci sono

due compagni ottici. Una stella di magnitudine sedicesimo è uno minuti d'arco di distanza, mentre la

tredicesima magnitudine D si trova a due minuti d'arco di distanza dal sistema.

155

156

Dati Fisici

DENEB ALGEDI

Classificazione Gigante Bianca

Classe Spettrale A7 MIII

Distanza dal Sole 38,8 anni luce

Tipo Variabile Delta Scuti

COORDINATE

Ascensione Retta 21h 47

m 02,44

s

Declinazione -16° 07′ 38,23″

DATI FISICI

Raggio Medio 1,91 Raggi Solari

Massa 2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 7.300 K

Periodo di Rotazione 1,022 giorni

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,31

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 105 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,81

Magnitudine Assoluta 2,49

Velocità Radiale -6,3 km/s

Moto Proprio AR:261,7 mas/anno – Dec -296,7 mas/anno

157

Dabih

Origine del nome

Beta Capricorni Cap β, β Capricorni è un sistema stellare nelle costellazione Capricorno . Ha il nome

tradizionale Dabih , che deriva dal araboح ذاب al-dhābiḥ , che significa il macellaio. Il sistema β Capricorni si ال

trova a 328 anni luce dalla Terra. Perché è vicino alla eclittica , Capricorni β può

essere occultata dalla Luna , e anche raramente da pianeti . In cinese , 牛宿 Su Niu , il che

significa Bue, asterismo , si riferisce ad un asterismo composto da β

Capricorni, α 2 Capricorni , ξ

2 Capricorni ,π Capricorni , ο Capricorni e ρ Capricorni . Di conseguenza, β

Capricorni stesso è noto come 牛宿一 niu Su yī , inglese:. la prima stella del Bue.

Osservazioni

Beta Capricorni β Cap / β Capricorni, nota anche come Dabih, è una stella gigante brillante

arancione di magnitudine 3,08 situata nella costellazione del Capricorno. Dista 344 anni luce dal sistema

solare. Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente

australe, può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori

dell'emisfero sud siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre

invisibile solo in prossimità del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,1, la si può osservare anche

dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente

indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi

compresi fra fine giugno e novembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo

stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La primaria è una gigante brillante

arancione; possiede una magnitudine assoluta di -2,04 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si

sta allontanando dal sistema solare. Beta Capricorni è un sistema multiplo formato da 6 componenti. La

componente principale A è una stella di magnitudine 3,08. La componente B è di magnitudine 6,2, separata

da 205,3 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 267 gradi. La componente C è di magnitudine

10,2, separata da 0,8 secondi d'arco da B e con angolo di posizione di 089 gradi. La componente D è di

magnitudine 9,0, separata da 226,6 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 134 gradi. La

componente E è di magnitudine 13,0, separata da 111,7 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di

294 gradi. La componente F è di magnitudine 13,4, separata da 6,4 secondi d'arco da E e con angolo di

posizione di 322 gradi. Per la sua posizione prossima all'eclittica è talvolta soggetta ad occultazioni da parte

della Luna e, più raramente, dei pianeti, generalmente quelli interni. L’ultima occultazione lunare è avvenuta

il 18 novembre 2012.

158

159

Dati Fisici

DABIH

Classificazione Gigante Brillante Arancione

Classe Spettrale K0 II+

Distanza dal Sole 344 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 20h 21

m 00,68

s

Declinazione -14° 46′ 52,92″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa Masse Solari

Temperatura Superficiale K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,79

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,08

Magnitudine Assoluta -2,04

Velocità Radiale -18,9 km/s

Moto Proprio AR:48,42 mas/anno – Dec 14,00 mas/anno

160

Algedi

Origine del nome

Può essere anche chiamata Algiedi, Al Giedi o Giedi; anche se Giedi è a volte usato per riferirsi a β

Capricorni. Il nome Algedi deriva dall'arabo جدي al-jady (il capretto), che è anche il nome arabo della ال

costellazione del Capricorno

Osservazioni.

Algedi Alpha Capricorni, α Cap è una stella binaria ottica nella costellazione del Capricorno. La designazione

è condivisa da due sistemi stellari non legati gravitazionalmente tra di loro:

α¹ Capricorni, anche chiamata Prima Giedi. La componente principale del sistema è una supergigante

gialla che dista circa 686 anni luce dalla Terra.

α² Capricorni, anche chiamata Seconda Giedi. La componente principale è una gigante gialla che dista

circa 108,69 anni luce dalla Terra.

I due sistemi sono separati da 0,11° nel cielo e sono risolvibili anche a occhio nudo, come avviene

per Mizar e Alcor nell'Orsa Maggiore.

Algedi 1 - 2

161

162

Dati Fisici

ALGEDI

Classificazione Super Gigante Gialla – Gigante Gialla

Classe Spettrale G3 Ib – G8 III

Distanza dal Sole 687 - 109 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 20h 17

m 38,87

s - 20

h 18

m 03,22

s

Declinazione -12° 30′ 29,57″ - 01° 32’ 41,49”

DATI FISICI

Raggio Medio 6,5 Raggi Solari

Massa 5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.700 K

Periodo di Rotazione 23 giorni

Luminosità 752 - 35 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,10

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 4,23 – 3,57

Magnitudine Assoluta -2,39 – 0,95

Velocità Radiale km/s

Moto Proprio AR: mas/anno – Dec mas/anno

163

Nashira

Origine del nome

Gamma Capricorni γ Cap, γ Capricorni è una stella gigante nella costellazione Capricorno . Ha il nome

tradizionale Nashira , che viene dalArabo شرة ا سعد ن - Saad nashirah per il fortunato o portatore di buone

notizie. In cinese , 垒壁阵 lei Bi zhen , il che significa linea di mura , si riferisce ad un asterismo composto

da γ Capricorni, κ Capricorni , ε Capricorni , δ Capricorni , ι Aquarii , σ Aquarii , λ Aquarii , Aquarii φ , 27

Piscium , 29 Piscium , Piscium 33 e 30 Piscium . Di conseguenza, γ Capricorni stesso è conosciuto

come 垒壁阵三 lei Bi zhen San , inglese:. la terza stella della linea di bastioni.

Osservazioni

Perché è vicino alla eclittica , γ Capricorni può essere occultata dalla Luna , e raramente di pianeti . γ

Capricorni è un blu-bianco tipo A A7III stella gigante con una media magnitudine apparente di 3,69. Si trova

a circa 139 anni luce dalla Terra . E 'classificato come un tipo di Alpha2 Canum Venaticorum stelle

variabili e la sua luminosità varia da 0,03 magnitudini.

164

Dati Fisici

NASHIRA

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale F0 p

Distanza dal Sole 139 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 21h 40

m 05,46

s

Declinazione -16° 39′ 44,31″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa 2,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 7.520 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 47 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,32

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 40 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,97

Magnitudine Assoluta 0,54

Velocità Radiale -31,2 km/s

Moto Proprio AR:187,39 mas/anno – Dec -22,33 mas/anno

165

Acquario

Sadalsuud

Origine del nome

Sadalsuud Beta Aquarii - β Aqr è la stella più brillante della costellazione dell'Acquario. La sua magnitudine

apparente è 2,90 e dista 536 anni luce dalla Terra. Il nome tradizionale Sadalsuud deriva

dall'espressione araba عود س عد ال س sacd as-su

cūd, che significa fortuna delle fortune.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia

invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle

aree più interne del continente antartico. La sua magnitudine pari a 2,9 le consente di essere scorta con

facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo

serale ricade nei mesi compresi fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità

rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.

Sadalsuud appartiene alla classe spettrale G0Ib ed è un membro della rara classe di stelle note

come supergiganti gialle. Ha una massa 6 volte quella solare ed un raggio 50 volte superiore. Con

una temperatura superficiale di 5700 K è 2350 volte più luminosa del Sole. Il telescopio spaziale Chandra ha

riscontrato, proveniente da questa stella, un'emissione di raggi X piuttosto inusuale; è infatti la prima

emissione di raggi X osservata in una supergigante gialla. Sadalsuud ha due compagne rispettivamente a 37

e 60 secondi d'arco di distanza, di magnitudine 11 e 11,60, che non sembrano legate fisicamente alla

supergigante.

166

Dati Fisici

SADALSUUD

Classificazione Super Gigante Gialla

Classe Spettrale G0 lb

Distanza dal Sole 610 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 21h 31

m 33,53

s

Declinazione -05° 34′ 16,23″

DATI FISICI

Raggio Medio 50 Raggi Solari

Massa 6,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.700 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 2.350 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,84

Età Stimata 60 milioni di anni

Velocità di rotazione 6,3 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,90

Magnitudine Assoluta -3.18

Velocità Radiale 6,5 km/s

Moto Proprio AR:18,77 mas/anno – Dec -8,21 mas/anno

167

Sadalmelik

Origine del nome

Sadalmelik α Aqr / α Aquarii è una stella supergigante gialla situata nella costellazione dell'Acquario, di cui

tutta via non è la stella più luminosa il titolo corrisponde a β Aquarii. La sua magnitudine apparente è di 2,95,

e dista 525 anni luce dal sistema solare. Il nome Sadalmelik deriva dall'espressione araba لك م عد ال س sacd al-

malik/mulk, che significa fortuna del re/regno, così anche come Rucbah, nome con cui viene anche

indicata Delta Cassiopeiae δ Cas / δ Cassiopeiae. È una delle due sole stelle con nomi propri antichi ad

essere attraversata dall'equatore celeste. L'origine del nome arabo è andata persa nella storia.

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia

invisibile soltanto nei pressi del polo sud. Essendo di magnitudine 2,95, la si può osservare anche dai piccoli

centri urbani senza difficoltà. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi

compresi fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo

stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Sadalmelik è un membro della

rara classe di stelle nota come supergiganti gialle; è di classe spettrale G2Ib, ha un raggio quasi 80 volte

quello del Sole e la sua luminosità è 3000 volte più grande, facendola appartenere alla classe

spettrale G2Ib. È un membro della rara classe di stelle nota come supergiganti gialle. Sadalmelik ha

una compagna ottica di dodicesima magnitudine, denominata CCDM J22058-0019B, separata di

110 secondi d'arco e con un angolo di posizione di 40°.

168

Dati Fisici

SADALMELIK

Classificazione Super Gigante Gialla

Classe Spettrale G2 lb

Distanza dal Sole 525 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 22h 05

m 47,04

s

Declinazione -00° 19′ 11,46″

DATI FISICI

Raggio Medio 77 Raggi Solari

Massa 6,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 5.210 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 3.000 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,97

Età Stimata 53 milioni di anni

Velocità di rotazione 6,7 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,95

Magnitudine Assoluta -3,88

Velocità Radiale 7,5 km/s

Moto Proprio AR:18,25 mas/anno – Dec -9,39 mas/anno

169

Skat

Origine del nome

Generalmente si considera che il nome tradizionale derivi dalla parola araba as-saq, che significa gamba o

tibia; comunque è stato suggerito anche che la vera derivazione provenga dall'arabo ši'at, che significa

augurio.

Osservazioni

Delta Aquarii δ Aqr/δ Aquarii è la terza stella più brillante della costellazione dell'Acquario. È nota anche con

il nome tradizionale di Skat oScheat, nome riferito anche a Beta Pegasi. Si pensa che Delta Aquarii faccia

parte dell'Associazione Stellare dell'Orsa Maggiore.

170

Dati Fisici

SKAT

Classificazione Bianca di sequenza principale

Classe Spettrale A3 V

Distanza dal Sole 160 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 22h 54

m 39,0

s

Declinazione -15° 49′ 15″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,4 Raggi Solari

Massa 2 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 26 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,068

Età Stimata 300 milioni di anni

Velocità di rotazione 81 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,27

Magnitudine Assoluta -0,20

Velocità Radiale 18 km/s

Moto Proprio AR:-42,60 mas/anno – Dec -27,89 mas/anno

171

Sedaltager

Origine del nome

Zeta Aquarii ζ Aqr / ζ Aquarii è una stella nana bianco-gialla nella sequenza principale di magnitudine 3,65

situata nella costellazione dell'Acquario. Dista 103 anni luce dal sistema solare. Zeta Aquarii ha il nome

tradizionale di Sadaltager o Altager, dall'arabo تاجر عد ال س sa‘d al-tājir la fortuna del mercante

Osservazioni

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia

invisibile soltanto nelle aree più interne del continente antartico. Nell'emisfero nord invece

appare circumpolare solo molto oltre il circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,6, la si può osservare

anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia

maggiormente indicato per la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale

ricade nei mesi compresi fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane

indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La stella è

una nana bianco-gialla nella sequenza principale; possiede una magnitudine assoluta di 1,14 e la

sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare. Zeta Aquarii è

un sistema stellare formato da due componenti. La componente principale A è una stella

di magnitudine 3,65. La componente B è di magnitudine 4,6.

172

Dati Fisici

SEDALTAGER

Classificazione Nana Bianco Giallo nella sequenza principale

Classe Spettrale F3 III-IV C

Distanza dal Sole 103 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 22h 28

m 49,91

s

Declinazione -00° 01′ 11,90″

DATI FISICI

Raggio Medio 3,72 Raggi Solari

Massa 2,02 Masse Solari

Temperatura Superficiale 6.760 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,40

Età Stimata 1 miliardo di anni

Velocità di rotazione 62 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,65

Magnitudine Assoluta 1,14

Velocità Radiale 25,9 km/s

Moto Proprio AR:191,32 mas/anno – Dec 37,47 mas/anno

173

Sadachbia

Origine del nome

Gamma Aquarii γ Aqr, Aquarii γ è la designazione di Bayer per una stella

nella costellazione dell'Acquario . Ha il nome tradizionale Sadachbia, da una espressione araba دعس

یة ب Sa'ad al-'axbiyah fortuna delle case, tende, nel sistema Hindu è chiamato anche Sadhabhisk in األخ

devnagari, sadhayam in tamil. Questa stella ha una magnitudine apparente visuale di 3,849, ed è uno

dei membri più brillanti della costellazione. Sulla base di parallasse misurazioni, questa stella è situata ad

una distanza di circa 164 anni luce, 50 parsec, dal Sole, con un margine di errore del 5%. Nel catalogo

delle stelle nel Calendarium di Al Achsasi Al Mouakket , questa stella è stata designata Aoul al Achbiya أول

یة ب awwil al ahbiyah , che è stato tradotto in latino come Tabernaculorum Prima , cioè il primo di - أألج

fortuna delle case, tende . Questa stella, insieme aAqr π Seat, ζ Aqr (Sadaltager / AChR al Achbiya) e η

Aqr Hydria, sono stati al Aḣbiyah یة ب , la tenda. <nome re = allen1963f / > In cinese , 坟墓 FEN Mù , األخ

che significa tomba , si riferisce ad un asterismo composto da Aquarii γ, ζ Aquarii , η Aquarii , Aquarii π . Di

conseguenza, γ Aquarii stesso è conosciuto come 坟墓二 FEN Mù Er , inglese: la seconda stella della

Tomba

Osservazioni.

Gamma Aquarii è una stella di tipo A sequenza principale con una classificazione stellare di A0 V, ed è più

estesa e più massiccia rispetto al sole. Si tratta di un candidato Lambda Bootis stelle , suggerendo che

potrebbe essere maturata a bassa metallicità del gas circumstellare. Si è in rotazione in modo relativamente

rapido con una velocità di rotazione previsto di 80 km s . Questo valore dà un limite inferiore per

l'attuale azimutale velocità lungo l'equatore della stella. L' atmosfera esterna della Gamma Aquarii è energia

radiante ad una temperatura effettiva di 10.500 K, , che è quasi il doppio della temperatura alla superficie del

sole. Questo calore è ciò che dà Gamma Aquarii il bianco-caldo bagliore di una stella di tipo A- .

174

Dati Fisici

SADACHBIA

Classificazione

Classe Spettrale A0 V

Distanza dal Sole 164 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 22h 21

m 39,38

s

Declinazione -01° 23′ 14,40″

DATI FISICI

Raggio Medio Non determinato Raggi Solari

Massa Non determinato Masse Solari

Temperatura Superficiale 10.500 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Non determinato Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,060

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 80 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,85

Magnitudine Assoluta

Velocità Radiale -15 km/s

Moto Proprio AR:129,53 mas/anno – Dec 7,77 mas/anno

175

Pesci

Alpherg

Origine del nome

La stella, a volte conosciuto come Alpherg , ha un oscuro nome babilonese Kullat Nunu , quest'ultimo è la

parola babilonese per i pesci e l'ex Kullat, riferendosi a un secchio o il cavo che lega il pesce insieme.

In cinese , 右更 si Geng , il che significa ufficiale incaricato del Pascolo , si riferisce ad un asterismo

composto da η Piscium, Piscium ρ , Piscium π , ο Piscium e 104 Piscium . Di conseguenza, si è η Piscium è

noto come 右更二 si Geng Er , inglese:. la seconda stella del funzionario incaricato del Pascolo.

Osservazioni

Eta Piscium Eta Psc , η Piscium , η Psc è la più brillante stella in costellazione dei Pesci . Eta Piscium si

trova a una distanza di circa 294anni luce dalla Terra e brilla a magnitudine 3,62. È di tipo spettrale G7 III. Il

totale luminosità di questa stella è 316 volte quella del sole mentre la sua temperatura superficiale è

4930 kelvin . La stella ha un raggio di 26 solare volte mentre la sua massa è 3,5-4 masse solari . Eta

Piscium ha una debole stella compagna con un distacco di circa 1 ".

176

Dati Fisici

ALPHERG

Classificazione Gigante Gialla

Classe Spettrale G7 IIIa

Distanza dal Sole 294 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 01h 31

m 29

s

Declinazione 15° 20′ 45″

DATI FISICI

Raggio Medio 23 Raggi Solari

Massa 4 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.900 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 316 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,969

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 8 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,62

Magnitudine Assoluta -1.52

Velocità Radiale 13,78 km/s

Moto Proprio AR:27,14 mas/anno – Dec -2,64 mas/anno

177

Simmah

Origine del nome

In cinese , 霹雳 PI LI , significato Thunderbolt , si riferisce ad un asterismo composto da γ Piscium,Piscium

β , θ Piscium , ι Piscium e Piscium ω . Di conseguenza, γ stesso Piscium è conosciuto come 霹雳二 Pi Li

Er , inglese:. la seconda stella di Thunderbolt

Osservazioni

Gamma Piscium Gamma Psc , Piscium γ , γ Psc è una stella a circa 138 anni luce

dalla Terra , nella costellazione dei Pesci . Essa emette gas ogni 56 anni che gli scienziati chiamano

pheses stelle. Si tratta di una stella gialla con un tipo spettrale di G9 III, che significa che ha una temperatura

superficiale di 4885 K ed è una stella gigante . E' leggermente più fredda del nostro Sole, ma è 10 raggi

solari di dimensioni e brilla con la luce di 61 Soli. In una magnitudine apparente di 3,7, è la seconda stella

più brillante della costellazione Pesci, tra Eta e Alpha . E’ una stella A2 bianca, ha un’età di 5,5 miliardi di

anni. Gamma Piscium si muove attraverso il cielo in tre quarti di secondo d'arco all'anno, che è a 138 anni

luce corrisponde a 153 chilometri al secondo. Questo suggerisce che è un visitatore di un'altra parte

della Via Lattea , in termini astronomici, potrà presto lasciare la zona del sole. La sua metallicità è solo un

quarto di quella del Sole, e visitatori provenienti da fuori il disco sottile che compone la Via Lattea tendono

ad essere povere di metalli. Essa ha anche un basso contenuto di carbonio-azoto. Gamma Piscium si trova

all'interno di un asterismo noto come il cerchio dei Pesci.

178

Dati Fisici

SIMMAH

Classificazione Gialla

Classe Spettrale G9 III

Distanza dal Sole 138 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 23h 17

m 09,94

s

Declinazione 03° 16′ 56,24″

DATI FISICI

Raggio Medio 10 Raggi Solari

Massa 1,03 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.885 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,924

Età Stimata 5,46 milioni di anni

Velocità di rotazione km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,70

Magnitudine Assoluta

Velocità Radiale -13,6 km/s

Moto Proprio AR:759,82 mas/anno – Dec 17,77 mas/anno

179

Alrisha

Origine del nome

Alrisha α Piscium è una stella binaria situata nella costellazione dei Pesci. Il nome deriva dal arabico شآء ر ال

al-rišā’ e significa il nodo. Alrisha presenta una magnitudine apparente da Terra di 3,81 ed è distante

dal sistema solare 139 anni luce. Le componenti del sistema sono separate tra loro di 1,3 secondi d'arco.

Osservazioni

Alrisha A, la componente principale, ha una magnitudine di 4,33, è 2,3 volte più massiccia del Sole e 30

volte più luminosa. Il suo tipo spettrale è A0p, dove la p indica che è una stella bianca peculiare, ha

un campo magnetico particolarmente forte, 1000 volte superiore al campo magnetico terrestre.

Alrisha B è di classe Am; in questo caso la m è indice di una stella che mostra una sovrabbondanza

di metalli. La sua magnitudine apparente è 5,23 ed è un po' meno massiccia e luminosa della compagna. Le

stelle orbitano attorno al comune centro di massa in un periodo di 720 anni, ad una distanza che varia da 50

a 190 u.a. su un'orbita molto eccentrica.

La distanza minima tra le due componenti avverrà nel 2060.

180

Dati Fisici

ALRISHA

Classificazione Bianca di sequenza principale

Classe Spettrale A0 pSiSr – A3 m

Distanza dal Sole 139 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 02h 02

m 02,8

s

Declinazione 02° 45′ 49″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa 2,3 – 1,8 Masse Solari

Temperatura Superficiale 9.500 – 8.500 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 31 - 12 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,03

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 70 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 3,81 combinata

Magnitudine Assoluta 4,33 – 5,23

Velocità Radiale 8,5 km/s

Moto Proprio AR: mas/anno – Dec mas/anno

181

Vernalis

Origine del nome

In cinese , 霹雳 PI LI , significato Thunderbolt , si riferisce ad un asterismo composto da Piscium ω,

Piscium β , γ Piscium , θ Piscium e Piscium ι . Di conseguenza, Piscium ω stesso è conosciuto

come 霹雳五 Pi Li wu , inglese:. la quinta stella di Thunderbolt

Osservazioni

Piscium Omega Omega Psc , Piscium ω , ω Psc è una stella di circa 106 anni luce dalla Terra , nella

costellazione dei Pesci . Ha un tipo spettrale di F4IV, significa che è un sub gigante / stella nana, e ha una

temperatura di 6.600 gradi Kelvin. Si può o non può essere un vicino sistema stellare binario . Variazioni nel

suo spettro una volta erano interpretati come dargli un periodo orbitale di 2,16 giorni, ma questa

affermazione è stata poi smentita come false. Si trova a 20 volte più luminosa del nostro Sole ed è 1,8 volte

più grande della massa, se si tratta di una singola stella. Contare le stelle con i numeri di Flamsteed , lettere

greche , e nomi propri, Omega Piscium è la stella di nome con il più alto ascensione retta simile alla

longitudine terrestre. A causa del 26.000 anni oscillazione dell'asse della Terra, questo cambierà nel 2013,

quando la sua ascensione retta si resetta a 0 ore. E' la prima stella ad est del Circlet dei Pesci, che

rappresenta la testa del pesce occidentale della costellazione.

182

Dati Fisici

VERNALIS

Classificazione Sub Gigante Stella Nana

Classe Spettrale F4 IV

Distanza dal Sole 108 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 23h 59

m 18,69

s

Declinazione 06° 51′ 47,96″

DATI FISICI

Raggio Medio Raggi Solari

Massa Masse Solari

Temperatura Superficiale 10.500 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,42

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 4,04

Magnitudine Assoluta 1,47

Velocità Radiale 1,9 km/s

Moto Proprio AR:148,49 mas/anno – Dec .112,16 mas/anno

183

Ofiuco

Ofiuco in latino Ophiuchus, colui che porta il serpente, serpentario, colui che domina il serpente; Ὀφιοῦχος,

Ofioùchos in greco è una delle 88 moderne costellazioni, ed è anche una delle 48 costellazioni originarie

menzionate da Tolomeo. Nella sua parte meridionale è anche attraversata dall'eclittica, e fra le 13

costellazioni dello zodiaco moderno è l'unica che non ha dato il nome ad un segno astrologico.

Ras Alhague

Origine del nome

Ras Alhague α Oph / α Ophiuchi / Alfa Ophiuchi è la stella più luminosa della costellazione dell'Ofiuco. È

chiamata anche Rasalhague. Il suo nome proprio tradizionale deriva dall'arabo یة ح raʾs al-ḥayyah, che رأس ال

significa testa dell'incantatore di serpenti. In effetti in latino Ophiuchus significa colui che porta il serpente e

Ras Alhague è posta proprio in corrispondenza della testa di questa figura mitologica. Essendo solo 12°

sopra l'equatore celeste, Ras Alhague è visibile da quasi tutte le aree della Terra e da tutte le aree popolate

in particolare. Dalla distanza di 46anni luce, essa brilla alla magnitudine apparente di 2,10, il che ne fa la

cinquantacinquesima stella più luminosa della volta celeste.

Osservazioni

Ras Alhague è una stella bianca di classe spettrale A5 IV. Inizialmente è stata considerata una gigante, ma

si è poi corretta questa classificazione e la si considera ora una sub gigante. La sua temperatura superficiale

media è 8.250 K. Dalla distanza, luminosità apparente e temperatura si ricava che la luminosità intrinseca di

questa stella è circa 30 volte quella solare e che il suo raggio circa due volte e mezzo quello del Sole. Si

ipotizza inoltre una massa di poco superiore al doppio di quella del Sole.

Più una stella è massiccia, più velocemente brucia il suo combustibile nucleare. All'età stimata di 770 milioni

di anni, Ras Alhague ha da poco abbandonato la sequenza principale, avendo esaurito la riserva

di idrogeno all'interno del suo nucleo. Si è di conseguenza formato un nucleo interno di elio, per ora inerte.

Esso sta contraendosi e scaldandosi e entro pochi milioni di anni raggiungerà una temperatura tale da

innescare la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. Nel frattempo l'innalzamento della temperatura del

nucleo, sta lentamente facendo espandere gli strati superficiali della stella, che sta pertanto aumentando di

dimensioni. Il suo destino è quello di diventare prima una gigante e poi una nana bianca.

Ras Alhague è caratterizzata da una velocità di rotazione molto elevata: 225 km/s all'equatore. Questo

valore rappresenta circa l'80% della velocità alla quale la stella si frantumerebbe a causa della forza

centrifuga. Proprio tale forza produce un notevole schiacciamento della stella ai poli: Ras Alhague è

all'equatore circa il 20% più grande che ai poli in particolare si calcola un raggio di 2,390 raggi solari ai poli e

di 2,871 all'equatore. Inoltre trovandosi la superficie della stella significativamente più lontana dal nucleo

all'equatore rispetto ai poli, la sua temperatura varierà a secondo del punto considerato: ai poli la

temperatura superficiale è di 9300 K, mentre all'equatore è di appena 7460 K. La costruzione di un preciso

modello della forma e della temperatura superficiale della stella può influenzare la stima degli altri suoi

parametri. Ras Alhague è in realtà una stella doppia, avendo la principale una compagna di minore

luminosità. Da una serie di misurazioni compiute fra il1999 e il 2004 è risultato che le due

componenti orbitano l'una intorno all'altra con un periodo di 8 anni e mezzo in un'orbita

molto eccentrica(e=0,82). All'afastro la separazione delle due componenti è di appena 770 mas, il che rende

lo studio del sistema non facile. In ogni caso, la componente meno luminosa è stimata essere una stella di

184

classe spettrale K2 V, avente una massa 0,778. Dovrebbe essere circa 80 volte meno luminosa della

principale.

185

Dati Fisici

RAS ALHAGUE

Classificazione Sub Gigante Bianca

Classe Spettrale A5 IV

Distanza dal Sole 46,7 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 34

m 56,97

s

Declinazione 12° 33′ 36,12″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,5 Raggi Solari

Massa 2,1 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.250 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 30,2 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,16

Età Stimata 770 milioni di anni

Velocità di rotazione 225 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,10

Magnitudine Assoluta 1,30

Velocità Radiale 12,6 km/s

Moto Proprio AR:110,08 mas/anno – Dec .-222,61 mas/anno

186

Sabik

Origine del nome

L'origine del nome Sabik non è chiaro: deriva dalla lingua araba e sembra alludere a qualcuno precedente,

Invece, in Cina, era chiamata Sung, uno dei più antichi stati feudali di quel paese. Inoltre, nell'Impero

Accadico, insieme a θ Ophiuchi e ξ Ophiuchi, formava il Tsir o Sir, il serpente.

Osservazioni

Sabik, nome di η Ophiuchi η Oph / 35 Ophiuchi, è una sistema binario della costellazione dell'Ofiuco. Con

una magnitudine apparente di 2,43 è la seconda stella più luminosa della costellazione dopo Ras Alhague.

Grazie alla sua posizione non fortemente australe, può essere osservata dalla maggior parte delle regioni

abitate della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud siano più avvantaggiati. Nei pressi

dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità del circolo polare artico.

La sua magnitudine pari a 2,43 le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate

dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra

maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie

alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Distante 84 anni luce dal sistema solare, Sabik è

una stella binaria formata da due stelle bianche di sequenza principale molto simili:

Sabik A: di tipo spettrale A2.5Va, possiede una luminosità 35 volte superiore a quella del Sole,

un raggio 2 volte e mezzo quello della nostra stella e una massa 2,3 volte superiore; è 300 gradi K più

calda della compagna.

Sabik B: di tipo spettrale A3V, è appena più fredda e piccola della compagna. Possiede una massa e un

raggio uguali al doppio della nostra stella. Risplende come 21 Soli.

La velocità di rotazione proiettata del sistema è di 23 km/s, ma non ci sono prove che una o entrambe le

stelle potrebbero avere livelli alti di alcuni metalli, un fenomeno comune a stelle di classe A con una

rotazione lenta. La massa combinata di entrambe le stelle misura circa 4,8masse solari. Una caratteristica

rara del sistema è la grande eccentricità dell'orbita (ε = 0,94), il che rende la separazione tra le componenti

variabile, con un periodo orbitale di circa 88 anni. Una simile configurazione dell'orbita rende impossibile la

formazione di un sistema planetario.

187

Sabik

188

Dati Fisici

SABIK

Classificazione Sub Gigante Bianca

Classe Spettrale A: A2 5Va – B: A3 V

Distanza dal Sole 84 anni luce

Tipo Variabile

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 10

m 22,7

s

Declinazione -15° 43′ 29,7″

DATI FISICI

Raggio Medio 2,5 – 2,0 Raggi Solari

Massa 2,3 – 2,0 Masse Solari

Temperatura Superficiale 8.900 – 8.600 K

Periodo di Rotazione 87,58 anni

Luminosità 35 - 21 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,05

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 23 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,43 combinata

Magnitudine Assoluta 0,37

Velocità Radiale -0,9 km/s

Moto Proprio AR:40,13 mas/anno – Dec .99,17 mas/anno

189

Han

Origine del nome

E 'stato membro dell’ indigena araba asterismo al-Nasaq al-Yamani , Linea Sud di al-Nasaqān le due

linee., con α Ser Unukalhai, Ser δ Qin, Tsin, ε Ser Ba, Pa, δ Oph YED Prior, ε Ser YED posteriore) e γ

Oph Tsung Ching. Secondo il catalogo delle stelle nel memorandum tecnico 33-507, un catalogo stellare

ridotto contenente 537 stelle con nome , al-Nasaq al-Yamani o Nasak Yamani era il titolo per due stelle: Ser

δ come Nasak Yamani I e ε Ser come Nasak Yamani II escludere questa stella, α Ser ,Oph δ , ε Oph e γ

Oph .-In cinese , 天市右垣 tian Shì si Yuan , cioè della parete destra della custodia mercato

celeste , si riferisce ad un asterismo che rappresentano undici stati vecchi in Cina, che sta

segnando il confine destro dell'involucro, composto da ζ Ophiuchi, β Herculis , γ Herculis , κ

Herculis , Serpentis γ , β Serpentis , Serpentis α , δ Serpentis , ε Serpentis , Ophiuchi δ e ε

Ophiuchi . Di conseguenza, ζ Ophiuchi stesso è conosciuto come 天 市右垣十一 tian Shì YoU

YUAN Shiyi , inglese: la Stella undicesima parete destra della custodia Mercato celeste,

rappresentano lo stato Han 韩, insieme con 35 Capricorni in dodici Stati, asterismo.

Osservazioni

Zeta Ophiuchi ζ Oph, ζ Ophiuchi è una stella situata nella costellazione di Ofiuco . Ha una magnitudine

apparente visuale di 2,57, che la rende la terza stella più brillante della costellazione. Parallax misurazioni

dare una distanza stimata di circa 366 anni luce 112 parsec dalla Terra. ζ Ophiuchi è una stella enorme,

con più di 19 volte la massa del Sole e otto volte il suo raggio . La classificazione stellare di questa stella è

O9.5 V, con la classe di luminosità di V che indica che è la produzione di energia nel suo nucleo

dalla fusione nucleare dell'idrogeno. Questa energia viene emessa dalla busta esterna ad una temperatura

effettiva di 34.000 K, dando la stella il colore blu di un O tipo . Sta ruotando rapidamente ed è vicino alla

velocità con cui essa avrebbe cominciato a rompere. La velocità di rotazione proiettata può essere alta

come 400 km /s e può ruotare ad una velocità di una volta al giorno. Questa è una stella giovane con un'età

di solo tre milioni di anni. La sua luminosità è variabile in modo periodico simile a una variabile Beta

Cephei . Questa periodicità ha una dozzina o più di frequenze comprese tra i cicli di 1-10 al giorno. Nel

1979, l'esame dello spettro di questa stella fu trovato dossi in movimento nei suoi profili linea di elio. Questa

caratteristica da allora è stato trovata in altre stelle, che sono venute a essere chiamate ζ stelle OPH. Queste

proprietà spettrali sono probabilmente il risultato di pulsazioni non radiali. Questa stella è circa a metà

strada attraverso la fase iniziale della sua evoluzione stellare e, entro i prossimi pochi milioni di anni,

espandersi in un rosso supergigante più larga dell'orbita di Giove prima di terminare la sua vita in

una supernova lasciando dietro di sé una stella di neutroni o Pulsar. Dalla terra, una parte significativa della

luce da questa stella è assorbita dalla polvere interstellare, in particolare alla fine blu dello spettro. In realtà,

se non fosse per questa polvere, ζ Ophiuchi avrebbe brillato più volte più luminosa e di essere tra le stelle

più luminose visibili. Emissioni di raggi X sono stati individuati da Zeta Ophiuchi che variano

periodicamente. La rete di raggi X flusso è stimato a 1,2 × 10 31

erg s -1

.Nell'intervallo di energia di 0,5-

10 keV , questo flusso varia da circa il 20% per un periodo di 0,77 giorni. Questo comportamento può

essere il risultato di un campo magnetico nella stella. La forza media misurata del campo longitudinale è di

circa 141 G . ζ Ophiuchi si muove nello spazio con una velocità peculiare di 30 km s . Sulla base dell'età e

la direzione del movimento di questa stella, è un membro del Superiore Scorpius sottogruppo del Scorpius-

Centaurus Associazione di stelle che condividono una comune origine e velocità spaziale . Tali stelle in

190

fuga può essere espulso interazioni dinamiche tra tre o quattro stelle. Tuttavia, in questo caso la stella può

essere un componente di un ex stella binaria sistema in cui è stato distrutto il primario più massiccio in

una supernova Tipo II esplosione. La pulsar PSR B1929 10 potrebbe essere il residuo rimanente di questa

supernova, come anche è stato espulso dall'associazione con un vettore di velocità che si adatta allo

scenario. A causa della elevata velocità spaziale di Zeta Ophiuchi, in combinazione con alta luminosità

intrinseca e la sua posizione corrente in una polvere ricca zona della galassia, la stella sta creando un arco-

shock nella direzione del moto. Questo shock è stato reso visibile tramite NASA Wide-field Infrared Survey

Explorer . La formazione di questo shock arco può essere spiegato con un tasso di perdita di massa di

circa 1,1 × 10 -7

volte la massa del sole all'anno, il che equivale a la massa del Sole ogni nove milioni di

anni.

191

Dati Fisici

HAN

Classificazione Gigante Blu

Classe Spettrale O9 5V

Distanza dal Sole 366 anni luce

Tipo Variabile Beta Cefei

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 37

m 09.54

s

Declinazione -10° 34′ 01,53″

DATI FISICI

Raggio Medio 8,5 Raggi Solari

Massa 20 Masse Solari

Temperatura Superficiale 34.000 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 91.000 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 0,032

Età Stimata 3 milioni di anni

Velocità di rotazione 400 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,57

Magnitudine Assoluta -4,2

Velocità Radiale -15 km/s

Moto Proprio AR:15,26 mas/anno – Dec .24,79 mas/anno

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Yed Prior

Origine del nome

Il nome tradizionale YED deriva dalla lingua araba che significa la mano, e le due stelle sono la mano

sinistra di Ofiuco il Portatore di serpente, che tiene la testa del serpente, Caput . E 'stato un membro del

indigena araba asterismo al-Nasaq al-Yamani , Linea Sud di al-Nasaqān le due linee, con α Ser

Unukalhai, δ Ser Qin, Tsin, ε Ser Ba, Pa, ε Oph Yed posteriore, ζ Oph Han e γ Oph Tsung Ching. Secondo

il catalogo delle stelle nel memorandum tecnico 33-507, un catalogo stellare ridotto contenente 537 stelle

con nome , al-Nasaq al-Yamani o Nasak Yamani era il titolo per due stelle: Ser δ come Nasak Yamani I e ε

Ser come Nasak Yamani II escludere questa stella, Ser α , ε Oph , ζ Oph e γ Oph . In cinese , 天市右垣 tian

Shì si Yuan , cioè della parete destra della custodia mercato celeste , si riferisce ad un asterismo che

rappresentano undici stati vecchi in Cina, che sta segnando il confine destro dell'involucro, composto da δ

Ophiuchi, β Herculis , γ Herculis , κ Herculis , Serpentis γ , β Serpentis , α Serpentis , Serpentis δ , ε

Serpentis , ε Ophiuchi e ζ Ophiuchi . Di conseguenza, si è δ Ophiuchi è noto come 天 市右垣九( tian Shì

YoU Yuan jiǔ , inglese: la Stella nona parete destra della custodia Mercato celeste, rappresentano lo

stato Liang 梁 o Leang .

Osservazioni

Delta Ophiuchi Oph δ, δ Ophiuchi è una stella nella costellazione Ofiuco . Ha il nome tradizionale YED

Prior . La stella Epsilon Ophiuchi , con la quale forma un occhio nudo a doppia ottica , è YED

posteriore . La magnitudine apparente visuale è 2.75, rendendo questa una terza magnitudine e la quarta

più brillante della costellazione. Parallax misure dal Hipparcos navicella, stima una distanza di circa

171 anni luce 52 parsec da Terra . Delta Ophiuchi si trova a 170 anni luce dalla Terra , mentre la Epsilon è

108, quindi sono un doppio semplice ottica. Questa stella ha una classificazione stellare di M0.5 III, facendo

di questo una gigante rossa che ha subito l'espansione della sua busta esterna dopo aver esaurito la

fornitura di idrogeno nel suo nucleo. La misura diametro angolare di questa stella, dopo correzione per arto

oscuramento , è10,47 mas . A distanza stimata di Delta Ophiuchi, questo produce una dimensione fisica di

circa 59 volte il raggio del sole . Nonostante la sua dimensione allargata, questa stella ha solo 1,5 volte la

massa del Sole e quindi una densità molto più bassa. La temperatura effettiva dell'atmosfera esterna del

Delta Ophiuchi è una relativamente fresca 3679 K, che è quella che dà il colore rosso-arancio di tipo M.

Yed Prima è elencato come una sospetta stella variabile che può cambiare da 0.03 in magnitudine

visuale. Ha una bassa velocità di rotazione previsto di 7,0 km s , che dà un valore minimo per

azimutale velocità lungo della stella equatore. L'abbondanza di elementi diversi idrogeno ed elio, quello che

gli astronomi termine della stella metallicità , è più del doppio l'abbondanza nella fotosfera del sole.

193

194

Dati Fisici

YAD PRIOR

Classificazione Gigante Rossa

Classe Spettrale M0.5 III

Distanza dal Sole 171 anni luce

Tipo Variabile sospetto

COORDINATE

Ascensione Retta 16h 14

m 20,74

s

Declinazione -03° 41′ 39,56″

DATI FISICI

Raggio Medio 59 Raggi Solari

Massa 1,5 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.679 K

Periodo di Rotazione

Luminosità Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,59

Età Stimata milioni di anni

Velocità di rotazione 7 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,75

Magnitudine Assoluta -0,9

Velocità Radiale -15 km/s

Moto Proprio AR:-47,54 mas/anno – Dec :-142,73 mas/anno

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Cebalrai

Origine del nome

Beta Ophiuchi β Oph / β Ophiuchi è una stella della costellazione di Ophiuchus di magnitudine apparente

2,75, distante 82 anni luce dal sistema solare. Porta anche i nomi tradizionali Cebalrai Arabo, cane

pastore, Cheleb, o Kelb Alrai, o a volte semplicemente Alrai.

Osservazioni

Beta Ophiuchi è una gigante arancione di tipo spettrale K, e come alcune altre giganti di tipo K, la luminosità

di β Ophiuchi è leggermente variabile di 0,02 magnitudini. La massa della stella è stimata essere da 1,4 a 2

volte quella del Sole, mentre il suo raggio è oltre 12 volte superiore. La metallicità è comparabile a quella

solare, mentre sono stati riscontrati 3 periodi per la sua variabilità, rispettivamente di 0,26, 13,1 e 142. Il

periodo più lungo si deve a delle macchie sulla sua superficie che appaiono oppure no all'osservazione, e

che sembrano concordare con la velocità di rotazione su se stessa, di circa 2 km/s. Il periodo di 13 giorni è

dovuto invece a delle piccole pulsazioni, la cui origine non è completamente conosciuta.

196

Dati Fisici

CEBALRAI

Classificazione Gigante Arancione

Classe Spettrale K2 III

Distanza dal Sole 82 anni luce

Tipo Variabile K gigante

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 43

m 28,35

s

Declinazione 04° 34′ 02,30″

DATI FISICI

Raggio Medio 12,5 Raggi Solari

Massa 1,4 Masse Solari

Temperatura Superficiale 4.551 K

Periodo di Rotazione

Luminosità 71 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,17

Età Stimata 3,8 miliardi di anni

Velocità di rotazione 5,4 km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 2,75

Magnitudine Assoluta 0,75

Velocità Radiale -12,28 km/s

Moto Proprio AR:-41,45 mas/anno – Dec :159,34 mas/anno

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Stella di Barnard

Origine del nome

La Stella di Barnard è una stella nella costellazione dell'Ofiuco. Mostra il più grande moto proprio di ogni

altra stella conosciuta a parte il Sole, pari a 10,3 secondi d'arco all'anno. Questo grande moto proprio fu

scoperto dall'astronomo Edward Emerson Barnard nel 1916. Per questo viene anche a volte citata

come Barnard's Runaway Star, cioè stella fuggitiva di Barnard. Trovandosi ad una distanza di poco inferiore

ai 6 anni luce, la Stella di Barnard è anche una delle stelle più vicine alla Terra: solo le tre componenti del

sistema di Alpha Centauri sono più vicine non contando il Sole. Essendo però una nana rossa tipo

spettrale M4, è una stella debolissima ed è invisibile senza un telescopio. La sua magnitudine apparente è

infatti solo di 9,54.

Osservazioni

La stella di Barnard è una nana rossa tipo spettrale M4, troppo debole per essere vista senza un buon

telescopio data la sua magnitudine apparente di 9,54 ben al di sotto del limite di rilevabilità a occhio nudo

che si situa intorno al valore 6. L'età della stella è stimata in 12 miliardi di anni, molto più vecchia di quella

del nostro Sole; si tratta quindi di una delle stelle più vecchie della nostra galassia. La stella di Barnard ha

perso gran parte della sua energia rotazionale e le periodiche variazioni della sua luminosità indicano che

ruota su stessa in 130 giorni, periodo molto più lungo di quello del Sole che è di 25 giorni. Data la sua età, si

è ritenuto per molto tempo che la stella fosse già in stato di quiescenza della sua attività, tuttavia nel 1998 è

stato osservato un intenso brillamento che la fa classificare come stella a brillamento. Essa ha anche la

designazione di stella variabile V2500 Ophiuchi. Nel 2003 è stata rilevata la prima variazione della velocità

radiale imputabile al suo proprio moto. Un'ulteriore variabilità della velocità radiale è attribuita alla sua attività

stellare. Il moto proprio della stella di Barnard corrisponde a una velocità laterale rispetto alla linea di vista

del Sole, di 90 Km/s. I 10,3 arco secondi di cui si muove ogni anno corrispondono ad un quarto di grado

durante la vita media di un uomo, cioè all'incirca la metà del diametro angolare della luna piena.

198

La stella di Barnard ha una massa approssimativamente pari al 17% della massa solare e un raggio

compreso tra il 15% e il 20% di quello solare. Nel 2003 il suo raggio fu stimato essere 0,20 volte quello

solare, cioè all'estremo superiore della stima iniziale, indicando che nelle misure precedenti era

probabilmente stato sottostimato. La stella pertanto, pur avendo una massa che è 180 volte quella di Giove,

ha un raggio da 1,5 a 2,0 volte più grande, in linea con la tendenza delle nane brune di avere dimensioni

molto simili. La temperatura effettiva è di 3.134 kelvin e la sua luminosità solo 4/10.000 di quella solare,

corrispondente ad una luminosità totale bolometrica di 34,6/10.000. La stella è in effetti così debole che se

fosse posizionata alla stessa distanza della Terra dal Sole, apparirebbe solo 100 volte più brillante della luna

piena, comparabile a quella del Sole visto da 80 unità astronomiche di distanza. Nella scala

di metallicità delle nane di classe M, la stella di Barnard è stata posizionata tra -0,5 e -1,0 cioè contenente

all'incirca tra il 10% e il 32% degli elementi più pesanti dell'elio presenti nel Sole. La stella sembra una

vecchia nana rossa di II popolazione, che però in genere comprende stelle di alone povere in metalli; la

metallicità della stella è invece più alta, al limite inferiore dei membri del disco galattico. Questo fattore,

assieme all'elevato valore del moto proprio, la porta ad essere inclusa tra le stelle di II popolazione

intermedia, comprese tra l'alone e il disco galattico.

Probabile Sistema Solare

Per alcuni anni a partire dal 1963, l'astronomo di origine olandese Peter van de Kamp sostenne di aver

rilevato alcune perturbazioni nel moto della stella di Barnard consistenti con la presenza di uno o più pianeti

di massa simile a quella di Giove, e la sua ipotesi riscosse qualche credito presso alcuni astronomi che

avevano ripetuto le misurazioni per evitare errori sistematici. Ma quando negli anni ottanta vennero eseguite

delle misure indipendenti, questa conclusione venne messa in discussione, e oggi non è più considerata

valida. Durante il periodo in cui l'interpretazione erronea resse, la stella divenne famosa nella comunità

della fantascienza e venne scelta come obiettivo per il Progetto Dedalus un piano per un prototipo di

astronave interstellare. Per avere acqua allo stato liquido in superficie, un pianeta di tipo terrestre dovrebbe

trovarsi ad una distanza compresa tra 6 e 12 milioni di chilometri. Ad una distanza così ridotta avrebbe un

periodo orbitale tra i 5 e i 20 giorni e volgerebbe alla stella sempre lo stesso emisfero a causa delle intense

forze di marea. Tuttavia difficilmente si potrebbero sviluppare forme di vita perché la stella di Barnard è,

come molte nane rosse, una stella variabile. La stella di Barnard è anche conosciuta col numero di catalogo

HIP 87937. Intorno all'anno 11.700 la Stella di Barnard raggiungerà la minima distanza dal sole 3,8 anni

luce, ma risulterà comunque non visibile a occhio nudo poiché la sua magnitudine apparente sarà di 8,5.

199

200

Dati Fisici

STELLA DI BARNARD

Classificazione Nana Rossa

Classe Spettrale M4 Ve

Distanza dal Sole 5,9 anni luce

Tipo Variabile By Draconis

COORDINATE

Ascensione Retta 17h 57

m 48,5

s

Declinazione 04° 41′ 36″

DATI FISICI

Raggio Medio 0,17 Raggi Solari

Massa 0,17 Masse Solari

Temperatura Superficiale 3.370 K

Periodo di Rotazione 130,4 giorni

Luminosità 0,4 Luminosità Solari

Indice di Colore (BV) 1,74

Età Stimata 12 miliardi di anni

Velocità di rotazione km/s

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine Apparente da Terra 9,54

Magnitudine Assoluta 13,24

Velocità Radiale -106,8km/s

Moto Proprio AR:-798,71 mas/anno – Dec :10.337,77 mas/anno

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Per questa raccolta ringrazio vivamente l’enciclopedia on line WIKIPEDIA, per correttezza di

descrizione e informativa ottima.

Mauro Aloigi

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