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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 حمل‬rās 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.
1
Hamal; La stella in basso è Kappa Arietis
2
Dati Fisici
HAMAL
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2 III Ca 1
Distanza dal Sole
65,9 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
2h 7m 10,4s
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
3
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 ‫ ناطارشلا‬arabi 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.
4
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 54m 38,41s
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
6
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 49m 59,03s
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
Moto Proprio
4 km/s
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 ‫ الدبران‬al-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
9
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 16O e 17O 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.
11
Aldebaran
.
Confronto tra le dimensioni di Aldebaran e quelle del Sole.
12
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 35m 55,24s
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
Moto Proprio
54,11km/s
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 ‫ال نطح‬, an-naţħ, che significa quella che
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.
15
Elnath
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Dati Fisici
ELNATH
Classificazione
Gigante blu
Classe Spettrale
B7 III
Distanza dal Sole
130 anni luce
COORDINATE
05h 26m 17,5s
Ascensione Retta
28° 36′ 27″
Declinazione
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
Moto Proprio
9,2 km/s
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
5h 37m 38,68s
Ascensione Retta
21° 08′ 33″
Declinazione
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
AR: -3,04 mas/anno – Dec: 6,24 mas/anno
Moto Proprio
19
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.
20
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.
21
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.
22
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.
23
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.
24
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.
25
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.
26
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.
27
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.
28
29
Dati Fisici
CASTORE
Stella Bianca sequenza principale
Classificazione
variabile multipla
Classe Spettrale
A1 V – A2 Vm
Distanza dal Sole
51,6
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 34m 36s
Declinazione
31° 53′ 18″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,3 – 1,6 Raggi Solari
Massa
2,4 – 1,9 Masse Solari
10.286 – 8.842 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
37 – 13 Luminosità solari
Luminosità
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
Moto Proprio
5,2 km/s
AR: -206,33 mas/anno - Dec:-148,18 mas/anno
30
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
Gemelli, Castore α Geminorum,
associazione
da
cui
dista
con
4°
l'altra
e
stella
mezzo.
brillante
Anche
se,
della
costellazione
solitamente,
le
dei
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
31
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
32
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.
33
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.
34
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
35
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.
36
.
37
Dati Fisici
POLLUCE
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 IIIb
Distanza dal Sole
33,78 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 45m 18,95s
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
Moto Proprio
3,33 km/s
AR:-625,55 mas/anno – Dec:-45,80 mas/anno
38
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 ‫ ال ه ن عه‬Al Han'ah, che significa marchio a fuoco sul collo del cammello, mentre il
nome alternativo Almeisan deriva dall'arabo ‫ ال م ی سان‬Al Maisan, che significa la splendente. Dista
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
39
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
40
Dati Fisici
ATHENA
Classificazione
Sub Gigante Bianca
Classe Spettrale
A0 IV
Distanza dal Sole
105 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
06h 37m 42,70s
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
AR:-2,04 mas/anno – Dec: -66,92 mas/anno
Moto Proprio
41
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
nomi Calx latino ,
che
Alhena, ν Gem , η Gem (Tejat Prior), e ξ Gem Alzirr). I
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.
42
Dati Fisici
TEJAT POSTERIOR
Classificazione
Gigante rossa
Classe Spettrale
M3 III
Distanza dal Sole
240 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
06h 22m 56,63s
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
LB
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,90
Magnitudine Assoluta
-3,3
Velocità Radiale
Moto Proprio
54,46 km/s
AR:56,39 mas/anno – Dec:-110,03 mas/anno
43
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 ‫ م ب سوطة‬proviene da una frase riferendosi alla zampa tesa.
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.
.
44
45
Dati Fisici
MEBSUTA
Classificazione
Super Gigante Gialla
Classe Spettrale
G8 Ib
Distanza dal Sole
903 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
06h 40m 55,9s
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
AR:-5,57 mas/anno – Dec:-12,36 mas/anno
Moto Proprio
46
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 ‫ ىنابزلا‬Az-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 .
47
Dati Fisici
ACUBENS
Classificazione
Stella Bianca
Classe Spettrale
A5m
Distanza dal Sole
174 anni Luce
COORDINATE
08h 58m 29,2s
Ascensione Retta
11° 51′ 28″
Declinazione
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
4,20 – 4,27
Magnitudine Apparente da Terra
Magnitudine Assoluta
0,62
Velocità Radiale
.13,8 km/s
AR:41,45 mas/anno – Dec:-29,22 mas/anno
Moto Proprio
48
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 ‫ ال طرف‬AT-Tarf l'occhio o ‫ ةفرط‬Atṭarfah 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.
49
Dati Fisici
ALTARF o AL TARF
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K4 III
Distanza dal Sole
290 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
08h 16m 30,92s
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
AR:-46,82 mas/anno – Dec:-49,24 mas/anno
Moto Proprio
50
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.
51
52
Dati Fisici
ASELLUS AUSTRALIS
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
136 anni luce
COORDINATE
08h 44m 41,1s
Ascensione Retta
18° 09′ 15″
Declinazione
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
Moto Proprio
17,1 km/s
AR:-17,10 mas/anno – Dec:--228,46 mas/anno
53
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.
54
Dati Fisici
DECAPODA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G8 II
Distanza dal Sole
298 anni luce
COORDINATE
08h 46m 56,63s
Ascensione Retta
28° 45′ 36,0″
Declinazione
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
AR:-23,7 mas/anno – Dec:-43,2 mas/anno
Moto Proprio
55
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
Aeζ
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.
56
57
Dati Fisici
TEGMEN
Classificazione
Stella Multipla nana Gialla
Classe Spettrale
G0 V
Distanza dal Sole
83 anni luce
COORDINATE
08h 12m 12,71s
Ascensione Retta
17° 38′ 53,3″
Declinazione
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
AR:0,066 mas/anno – Dec:-0,135 mas/anno
Moto Proprio
58
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 ‫األ سد ق لب‬, Qalb al-Asad, avente significato analogo, poi
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
59
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
"manico";Algieba, Adhafera, Ras
meridionale
Elased
del
gruppo,
Borealis e Ras
assieme
Elased
aη
Australis,
Leonis ne
che
nella
costituisce
il
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
60
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.
61
Foto di Regolo
62
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 08m 22,31s
Declinazione
11° 58′ 01,95″
DATI FISICI
Equatoriale 4,21 – Polare 3,22 Raggi Solari
Raggio Medio
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
1,40 – 8,13 – 13,1
Magnitudine Apparente da Terra
-0,52 – 6,21 – 11,18
Magnitudine Assoluta
Velocità Radiale
5,9 km/s
AR:-248,73 mas/anno – Dec:5,59 mas/anno
Moto Proprio
63
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 ‫ ال ج بهة‬Al-Jabhah, che significa la fronte.
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 ±
64
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
65
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 19m 58,35s
Declinazione
19° 50‘ 29,36″
DATI FISICI
Raggio Medio
31,88 – 10 Raggi Solari
Massa
1,23 .- nc Masse Solari
4.330 – 4.980 K
Temperatura Superficiale
Periodo di Rotazione
1.474 giorni
320 – 50 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
1,20
Età Stimata
2 miliardi di anni
1,5 – nc km/s
Velocità di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
2,28 – 3,51
Magnitudine Apparente da Terra
Magnitudine Assoluta
-0,92 - nd
Velocità Radiale
Moto Proprio
-36,34km/s
AR:310,77 mas/anno – Dec:-152,88 mas/anno
66
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 ‫ ذن ب اال سد‬Deneb Alased, pron. IPA /ðanab al-asad/ la coda del Leone, in quanto per
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.
67
Dati Fisici
DENEBOLA
Classificazione
Sequenza Principale
Classe Spettrale
A3 V
Distanza dal Sole
36 anni luce
COORDINATE
11h 49m 03,60s
Ascensione Retta
14° 34′ 19,0″
Declinazione
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
Moto Proprio
-0,2 km/s
AR:-499,02 mas/anno – Dec:-0,13,78 mas/anno
68
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.
69
Dati Fisici
ZOSMA
Classificazione
Bianca con sequenza principale
Classe Spettrale
A4 V
Distanza dal Sole
57,7 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 14m 06.50s
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
70
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 ‫ ال ج نوب ي األ سد رأس‬Ras al-'Asad al-Janubi, che significa il sud
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.
71
Dati Fisici
RAS ELASED AUSTRALIS
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G1 II
Distanza dal Sole
247 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
09h 45m 51,07s
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
AR:-45,61 mas/anno – Dec:-9,21 mas/anno
Moto Proprio
72
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 .
73
Dati Fisici
COXA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
A2 V
Distanza dal Sole
165 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 14m 14,41s
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
AR:-60,31 mas/anno – Dec:-79,10 mas/anno
Moto Proprio
74
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.
75
Wolf 359 è la stella di color arancio situata appena sopra al centro di questa astro foto del 2009
76
Dati Fisici
WOLF 359
Classificazione
Nana Rossa
Classe Spettrale
M6 V
Distanza dal Sole
7,78 anni luce
COORDINATE
10h 56m 29,2s
Ascensione Retta
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
AR:-3828 mas/anno – Dec:-2720 mas/anno
Moto Proprio
77
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 ‫األع زل ال سماك‬, Al Simak al A’zal, che significava il
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-ShaShirū, 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
78
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
79
Spica è rintracciabile prolungando la direttrice che va da Rho Boötis ad Arturo.
Il Triangolo di Primavera.
80
Foto di Spica
81
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 25m 11,57s
Declinazione
-11° 09′ 40,75″
DATI FISICI
7,40 – 3,64 Raggi Solari
Raggio Medio
10,25 – 6,97 Masse Solari
Massa
Temperatura Superficiale
22.400 – 1.000 K
Velocità di di Rotazione
199 – 87 km/s
14.800 – 2.300 Luminosità Solari
Luminosità
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
AR:-42,35 mas/anno – Dec:-30,67 mas/anno
Moto Proprio
82
Zavijava
Origine del nome
Il nome medievale Zavijava (Zavijah, Zavyava, Zawijah) è dal ‫ زاوی ة‬arabo ‫ ال عواء‬Zawiyat al- c 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
extrasolari orbitanti attorno ad essa.
83
Planet
Finder,
nella
ricerca
di pianeti
Dati Fisici
ZAVIJAVA
Classificazione
Nana Bianco Gialla
Classe Spettrale
F9 V
Distanza dal Sole
35,6 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 50m 41,72s
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
Moto Proprio
4,6 km/s
AR:740,23 mas/anno – Dec:-270,43 mas/anno
84
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.
85
Dati Fisici
PORRIMA
Classificazione
Binaria
Classe Spettrale
F0 V – F0 V
Distanza dal Sole
38,6 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
12h 41m 39,6s
Ascensione Retta
-1° 26′ 58″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,2 – 1,2 Raggi Solari
Massa
1,5 – 1,5 Masse Solari
7.100 – 7.100 K
Temperatura Superficiale
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
AR: mas/anno – Dec mas/anno
Moto Proprio
86
Vindemiatrix
Origine del nome
Il
nome
Vindemiatrix
significa
la
traduzione latina del greco Protrugeter, Protrugetes o Trugeter.
alfonsine ed
è
Precedentemente,
quello
che
durante
è
vendemmiatrice
ed
Con
figura
prevalso
l'Impero
questo
fino
Romano,
nome
ai
nostri
era
è
la
nelle tavole
giorni.
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.
87
88
Dati Fisici
VINDEMIATRIX
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G( III
Distanza dal Sole
102 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
13h 02m 10,6s
Ascensione Retta
10° 57′ 33″
Declinazione
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
AR:-273,8 mas/anno – Dec19,96 mas/anno
Moto Proprio
89
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..
90
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 34m 41,75s
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
Moto Proprio
-13,2 km/s
AR:-280,48 mas/anno – Dec49,05 mas/anno
91
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.
.
92
Dati Fisici
MINELAUVA
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M3 III
Distanza dal Sole
202 anni luce
Tipo Variabile
Semiregolare
COORDINATE
Ascensione Retta
12h 55m 36,21s
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
Moto Proprio
-18,14 km/s
AR:-469,99 mas/anno – Dec-52,83 mas/anno
93
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 ‫ال زب ن ال شمال یة‬Al Zuban al Shamaliyyah che significa la chela del nord.
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.
94
Zubeneschamali
95
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 17m 00,47s
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
Moto Proprio
-35,2 km/s
AR:-0,096 mas/anno – Dec-0,019 mas/anno
96
Zubenelgenubi
Origine del nome
Il nome, dall'arabo ‫ال زب ن ال ج نوب ي‬al-zuban al-janu-biyy, significa chela del sud ed è stato coniato prima che
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
97
Dati Fisici
ZUBENELGENUBI
Classificazione
Stella Multipla
Classe Spettrale
A3 IV
Distanza dal Sole
77 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
14h 50m 52,78s
Ascensione Retta
-16° 2′ 29,8″
Declinazione
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
Moto Proprio
-24,7 km/s
AR:-136,27 mas/anno – Dec-59,04 mas/anno
98
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
99
Dati Fisici
BRACHIUM
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M3 – M4 III
Distanza dal Sole
290 anni luce
Tipo Variabile
Semiregolare
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 04m 04,22s
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
Moto Proprio
-24,7 km/s
AR:-71,85 mas/anno – Dec -44,69 mas/anno
100
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 alAkrab (‫)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.
101
Dati Fisici
ZUBENELAKRAB
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
152 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 35m 31,54s
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
AR:-3,09 mas/anno – Dec 1,11 mas/anno
Moto Proprio
102
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
della declinazione meridionale della stella.
rispetto
103
a
quello
australe,
a
motivo
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
104
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
105
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.
106
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.
107
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 29m 24,46s
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
60.000 – 90.000 Luminosità Solari
Luminosità
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
Moto Proprio
-3,4 km/s
AR: -10,16 mas/anno – Dec 23,21 mas/anno
108
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 ‫ال شوال ء‬, aš-šawlāʾ, che significa, la
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
109
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.
110
Shaula a sinistra e Lesath a destra
111
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 33m 36,52s
Declinazione
-37° 06′ 13,76″
DATI FISICI
6,2 – 5,4 - ? Raggi Solari
Raggio Medio
10,4 – 8,1 – 1,8 Masse Solari
Massa
25.000 – 21.000 - ? K
Temperatura Superficiale
Periodo di Rotazione
9.000 – 5.000 - ? Luminosità Solari
Luminosità
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
Moto Proprio
-3 km/s
AR: -8,90 mas/anno – Dec 29,95 mas/anno
112
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.
113
Sargas
114
Dati Fisici
SARGAS
Classificazione
Gigante Giallo Bianca
Classe Spettrale
F1 II
Distanza dal Sole
280 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 37m 19,13s
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
Moto Proprio
1,5 km/s
AR: 6,06 mas/anno – Dec -0,95 mas/anno
115
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
116
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.
117
118
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 00m 20,0s
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
14.000 – 2.800 Luminosità Solari
Luminosità
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
Moto Proprio
-7 km/s km/s
AR: -8,67 mas/anno – Dec -36,90 mas/anno
119
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
120
Wei
121
Dati Fisici
WEI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2,5 IIIb
Distanza dal Sole
65 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 50m 09.81s
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
Moto Proprio
-7 km/s km/s
AR: -611,84 mas/anno – Dec -255,86 mas/anno
122
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 sudorientale 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
123
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.
124
Girtab
125
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 42m 29.27s
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
Moto Proprio
-14 km/s km/s
AR: -6,49 mas/anno – Dec -25,55 mas/anno
126
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 ,‫ ال ع قرب‬al-'Aqrab, che significa lo Scorpione. Per i cinesi Graffias è parte della Xiu Fang, che
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
127
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
128
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
129
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.
130
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.
131
132
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 05m 26,23s
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
Moto Proprio
-1,0 km/s
AR:-6,75 mas/anno – Dec -24,89 mas/anno
133
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
aδ
Sagittarii (Kaus
Media)
e
aλ
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 ‫ ق وس‬qaws, che significa 'arco' e dal latino austrālis, che significa 'sud'. Essa fa anche
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.
134
135
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 24m 10,31s
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
Moto Proprio
-15 km/s
AR:-39,51 mas/anno – Dec -124,05 mas/anno
136
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.
137
Dati Fisici
NUNKI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
B 2.5 V
Distanza dal Sole
228 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
18h 55m 15,9s
Ascensione Retta
26° 17′48″
Declinazione
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
Moto Proprio
-11,2 km/s
AR:-13,87 mas/anno – Dec 52,65 mas/anno
138
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 10 a 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.
139
Zeta Sagittarii
140
Dati Fisici
AXILLA
Classificazione
Gigante e Sub Gigante
Classe Spettrale
A2 III – A4 IV
Distanza dal Sole
89,1 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
19h 02m 36,7s
Ascensione Retta
-29° 52′ 49″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Raggi Solari
2,2 – 2,1 Masse Solari
Massa
9.000 – 8.500 K
Temperatura Superficiale
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
Moto Proprio
22 km/s
AR:-14,10 mas/anno – Dec -3,66 mas/anno
141
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 ‫ =ق وس‬arco e dal latino media,
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.
142
.
143
Dati Fisici
KAUS MEDIA
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 III
Distanza dal Sole
306 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
18h 20m 59,07s
Ascensione Retta
-29° 49′ 41″
Declinazione
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
Moto Proprio
-19,9 km/s
AR:-29,96 mas/anno – Dec -26,38 mas/anno
144
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 ‫ سوق‬qaws 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'.
145
146
Dati Fisici
KAUS BOREALIS
Classificazione
Sub Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 IV
Distanza dal Sole
78 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
18h 27m 58,2s
Ascensione Retta
-25° 25′ 18″
Declinazione
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
Moto Proprio
-43,2 km/s
AR:-44,76 mas/anno – Dec -185,66 mas/anno
147
Albaldah
Origine del Nome
Il
nome Albaldah è
deriva
dalla lingua
araba ‫ ب لدة‬Balda la
città. . Nel
catalogo
delle
stelle
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 giallobianco 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.
148
Dati Fisici
ALBALDAH
Classificazione
Gigante Bianco Gialla
Classe Spettrale
F2 II
Distanza dal Sole
507 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 09m 45,83s
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
Moto Proprio
-9,8 km/s
AR:-1,36 mas/anno – Dec -36,45 mas/anno
149
Al Nasl
Origine del Nome
Alnasl deriva dal ‫ ال ن صل‬araba al-NASL che significa punta di freccia., Nushaba deriva dall'arabo Zujj alNashshaba significa la stessa Alnasl., Warida è derivato da ‫ ال وارد ال ن عم‬Al Na ʽ sono al Warid , gli struzzi
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 Sinsuora-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 .
150
Dati Fisici
AL NASL
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K1 III
Distanza dal Sole
97 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
18h 05m 48,5s
Ascensione Retta
-30° 25′ 27″
Declinazione
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
Moto Proprio
22 km/s
AR:-53,92 mas/anno – Dec -180,9 mas/anno
151
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
‫ رك بة‬rukbah che significa ginocchio. In cinese , 天渊 Tian Yuan , il che significa primavera celeste , si
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 ‫أل سردی ن‬, i due Surad, uccelli del deserto.
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.
152
Dati Fisici
RUKBAT
Classificazione
Nana Blu
Classe Spettrale
B8 V
Distanza dal Sole
anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 23m 53,17s
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
Moto Proprio
-0,7 km/s
AR:30,49 mas/anno – Dec -119,21 mas/anno
153
Capricorno
Deneb Algedi
Origine del nome
Il nome tradizionale 'Deneb Algedi' deriva dalla lingua araba ‫ ذن ب ال جدي‬ðanab al-Jady , che significa la coda
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.
154
155
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 47m 02,44s
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
Moto Proprio
-6,3 km/s
AR:261,7 mas/anno – Dec -296,7 mas/anno
156
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 arabo‫ ال ذاب ح‬al-dhābiḥ , che significa il macellaio. Il sistema β Capricorni si
trova
a
328 anni
luce dalla
essere occultata dalla Luna ,
significa Bue, asterismo ,
e
si
2
Terra. Perché
anche
è
raramente
riferisce
ad
alla eclittica ,
vicino
da pianeti .
un
Capricorni
In cinese , 牛宿 Su
asterismo
Niu ,
composto
β
può
il
che
da
β
2
Capricorni, α Capricorni , ξ 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.
157
158
Dati Fisici
DABIH
Classificazione
Gigante Brillante Arancione
Classe Spettrale
K0 II+
Distanza dal Sole
344 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 21m 00,68s
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
Moto Proprio
-18,9 km/s
AR:48,42 mas/anno – Dec 14,00 mas/anno
159
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 ‫ ال جدي‬al-jady (il capretto), che è anche il nome arabo della
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
160
161
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 17m 38,87s - 20h 18m 03,22s
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
AR: mas/anno – Dec mas/anno
Moto Proprio
162
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 ‫ س عد ن ا شرة‬- 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
variabili e la sua luminosità varia da 0,03 magnitudini.
163
Venaticorum stelle
Dati Fisici
NASHIRA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
F0 p
Distanza dal Sole
139 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 40m 05,46s
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
Moto Proprio
-31,2 km/s
AR:187,39 mas/anno – Dec -22,33 mas/anno
164
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
c
luce dalla Terra.
Il
nome
tradizionale
Sadalsuud
deriva
c
dall'espressione araba ‫ س عد ال س عود‬sa d as-su ūd, 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.
165
Dati Fisici
SADALSUUD
Classificazione
Super Gigante Gialla
Classe Spettrale
G0 lb
Distanza dal Sole
610 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 31m 33,53s
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
Moto Proprio
6,5 km/s
AR:18,77 mas/anno – Dec -8,21 mas/anno
166
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 ‫ س عد ال م لك‬sacd almalik/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,
110 secondi d'arco e con un angolo di posizione di 40°.
167
denominata CCDM
J22058-0019B,
separata
di
Dati Fisici
SADALMELIK
Classificazione
Super Gigante Gialla
Classe Spettrale
G2 lb
Distanza dal Sole
525 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 05m 47,04s
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
Moto Proprio
7,5 km/s
AR:18,25 mas/anno – Dec -9,39 mas/anno
168
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.
169
Dati Fisici
SKAT
Classificazione
Bianca di sequenza principale
Classe Spettrale
A3 V
Distanza dal Sole
160 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
22h 54m 39,0s
Ascensione Retta
-15° 49′ 15″
Declinazione
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
Moto Proprio
18 km/s
AR:-42,60 mas/anno – Dec -27,89 mas/anno
170
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 ‫ س عد ال تاجر‬sa‘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
di magnitudine 3,65. La componente B è di magnitudine 4,6.
171
componente
principale
A
è
una
stella
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 28m 49,91s
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
Moto Proprio
25,9 km/s
AR:191,32 mas/anno – Dec 37,47 mas/anno
172
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
‫ األخ ب یة‬Sa'ad al-'axbiyah fortuna delle case, tende, nel sistema Hindu è chiamato anche Sadhabhisk in
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
‫ أألج ب یة‬- awwil al ahbiyah , che è stato tradotto in latino come Tabernaculorum Prima , cioè il primo di
fortuna delle case, tende . Questa stella, insieme aAqr π Seat, ζ Aqr (Sadaltager / AChR al Achbiya) e η
Aqr Hydria, sono stati al Aḣbiyah ‫ األخ ب یة‬, la tenda. <nome re = allen1963f / > In cinese , 坟墓 FEN Mù ,
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- .
173
Dati Fisici
SADACHBIA
Classificazione
Classe Spettrale
A0 V
Distanza dal Sole
164 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 21m 39,38s
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
Moto Proprio
-15 km/s
AR:129,53 mas/anno – Dec 7,77 mas/anno
174
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 ".
175
Dati Fisici
ALPHERG
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G7 IIIa
Distanza dal Sole
294 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 31m 29s
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
Moto Proprio
13,78 km/s
AR:27,14 mas/anno – Dec -2,64 mas/anno
176
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.
177
Dati Fisici
SIMMAH
Classificazione
Gialla
Classe Spettrale
G9 III
Distanza dal Sole
138 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
23h 17m 09,94s
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
Moto Proprio
-13,6 km/s
AR:759,82 mas/anno – Dec 17,77 mas/anno
178
Alrisha
Origine del nome
Alrisha α Piscium è una stella binaria situata nella costellazione dei Pesci. Il nome deriva dal arabico ‫ال ر شآء‬
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.
179
Dati Fisici
ALRISHA
Classificazione
Bianca di sequenza principale
Classe Spettrale
A0 pSiSr – A3 m
Distanza dal Sole
139 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
02h 02m 02,8s
Ascensione Retta
02° 45′ 49″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Raggi Solari
2,3 – 1,8 Masse Solari
Massa
9.500 – 8.500 K
Temperatura Superficiale
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
4,33 – 5,23
Magnitudine Assoluta
Velocità Radiale
8,5 km/s
AR: mas/anno – Dec mas/anno
Moto Proprio
180
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.
181
Dati Fisici
VERNALIS
Classificazione
Sub Gigante Stella Nana
Classe Spettrale
F4 IV
Distanza dal Sole
108 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
23h 59m 18,69s
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
Moto Proprio
1,9 km/s
AR:148,49 mas/anno – Dec .112,16 mas/anno
182
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 ‫ رأس ال ح یة‬raʾs al-ḥayyah, che
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
183
classe spettrale K2 V, avente una massa 0,778. Dovrebbe essere circa 80 volte meno luminosa della
principale.
184
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 34m 56,97s
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
Moto Proprio
12,6 km/s
AR:110,08 mas/anno – Dec .-222,61 mas/anno
185
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.
186
Sabik
187
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 10m 22,7s
Declinazione
-15° 43′ 29,7″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,5 – 2,0 Raggi Solari
Massa
2,3 – 2,0 Masse Solari
8.900 – 8.600 K
Temperatura Superficiale
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
Moto Proprio
-0,9 km/s
AR:40,13 mas/anno – Dec .99,17 mas/anno
188
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 ScorpiusCentaurus Associazione di stelle che condividono una comune origine e velocità spaziale . Tali stelle in
189
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 arcoshock 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.
190
Dati Fisici
HAN
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
O9 5V
Distanza dal Sole
366 anni luce
Tipo Variabile
Beta Cefei
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 37m 09.54s
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
Moto Proprio
-15 km/s
AR:15,26 mas/anno – Dec .24,79 mas/anno
191
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.
192
193
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 14m 20,74s
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
Moto Proprio
-15 km/s
AR:-47,54 mas/anno – Dec :-142,73 mas/anno
194
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.
195
Dati Fisici
CEBALRAI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2 III
Distanza dal Sole
82 anni luce
Tipo Variabile
K gigante
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 43m 28,35s
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
Moto Proprio
-12,28 km/s
AR:-41,45 mas/anno – Dec :159,34 mas/anno
196
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.
197
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.
198
199
Dati Fisici
STELLA DI BARNARD
Classificazione
Nana Rossa
Classe Spettrale
M4 Ve
Distanza dal Sole
5,9 anni luce
Tipo Variabile
By Draconis
COORDINATE
17h 57m 48,5s
Ascensione Retta
04° 41′ 36″
Declinazione
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
Moto Proprio
-106,8km/s
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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