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Stella con nome proprio delle costellazioni Boreali
Orsa Minore o Carro Minore
Polare
Origine del Nome
Polaris α UMi / α Ursae Minoris è un sistema stellare triplo situato nella costellazione dell'Orsa Minore; è la
stella più luminosa della costellazione, nonché la stella più brillante vicina al polo nord celeste, motivo per cui
è anche conosciuta come stella polare o stella del nord. Il sistema è dominato da una supergigante gialla e
da due meno luminose compagne di classe F, poco più massicce del Sole. La compagna più distante dalla
supergigante, α UMi B, fu scoperta nel 1780 da William Herschel. Il nome proviene dal latino Stella polaris,
letteralmente Stella polare. Data la sua vicinanza al polo nord celeste la stella ha ricevuto vari nomi nel corso
della storia; i naviganti greci la chiamavano Kynosoura o Cynosura, il cui significato è la coda del cane, o
anche Fenice, o Stella Fenicia. Nell'antica Cina era conosciuta con nomi diversi, come Pih Keih, Ta
Shin e Tien Hwang Ta ti, il gran governante del cielo. Nel nord dell'India era conosciuta invece
come Grahadhara, l'appoggio dei pianeti, mentre a Damasco la si conosceva come Mismar, l'ago, o il
chiodo.
Osservazioni
Poiché si trova quasi perfettamente sulla proiezione in cielo dell'asse di rotazione della Terra "sopra" il polo
nord, Polaris è apparentemente ferma nel cielo, mentre tutte le altre stelle dell'emisfero boreale sembrano
ruotarle attorno. È così un ottimo punto di riferimento per la navigazione celeste nell'emisfero nord
della Terra, visto che data la sua declinazione resta invisibile nell'emisfero australe. L'antichità dell'uso di
questa stella è testimoniata dal fatto che è stata trovata nelle prime tavolette assire conosciute. Nella nostra
era, Polaris si trova a circa 1 grado di distanza dal vero polo nord celeste, e descrive quindi un piccolo
cerchio di circa 2° di diametro. Polaris definisce il vero azimut nord solo due volte nell'arco delle 24 ore.
Durante il resto della giornata è solo un'approssimazione, che deve essere corretta usando le apposite
tabelle. Il navigatore greco Pitea descrisse il polo nord celeste come privo di stelle nel 320 a.C. Tuttavia,
Polaris è stata descritta come punto di riferimento già nella tarda antichità, e descritta come sempre visibile
da Giovanni Stobeo, nel V secolo. Infine, la stella è sempre descritta come polare nel pieno Medioevo.
Nel 1926 lo stato dell'Alaska decise di creare una propria bandiera, e in questa vennero raffigurate le sette
stelle dell'Orsa Maggiore e la Stella polare. Anche se Shakespeare scrisse sono costante come la stella del
nord", a causa della precessione degli equinozi la stella più vicina al polo nord celeste cambia col passare
dei millenni. In futuro, il polo nord celeste si allontanerà da Polaris dopo il XXI secolo e passerà per Gamma
Cephei tra circa 2000 anni, mentre Deneb tornerà ad essere la stella polare tra meno di 8000 anni [7], mentre
in passato, attorno al 2500 a.C. fuThuban la stella polare. Polaris si trova facilmente nel cielo notturno: è
sufficiente seguire la linea formata da Merak e Dubhe β e α Ursae Majoris, le due stelle al margine del Gran
Carro. È anche possibile seguire il punto centrale della W formata da Cassiopea. Avendo
una declinazione di 89° 15′, è in pratica invisibile dall'emisfero australe, mentre è circumpolare in tutto
l'emisfero boreale della Terra, dove rimane apparentemente immobile durante tutto l'anno. Avendo una
magnitudine di 1,97, è possibile scorgerla anche dai piccoli e medi centri urbani moderatamente
affetti da inquinamento luminoso.
1
Come riconoscere la stella polare.
2
Dati Fisici
POLARE
Classificazione
Stella Tripla
Classe Spettrale
F7 lb – II SB ; F6V ; F3V
Distanza dal Sole
433 anni luce
Variabile
Tipo Cefeidi
COORDINATE
02h 31m 47,7s
Ascensione Retta
89° 15′ 51″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
45; ?; 1,38 Raggi Solari
Massa
4,5; 1,25; 1,39 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.000; ?; 6.900 K
Velocità di Rotazione
-17 km/s
Luminosità
2.500; 3; 3,9 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,60
Età Stimata
50 milioni di anni
Periodo di Rotazione
0,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,98; 9,2; 8,7
Magnitudine Assoluta
-3,64; 3,6; 3,3
Velocità Radiale
-17 km/s
AR: 44,22 mas/anno – Dec:-11,74 mas/anno
Moto Proprio
3
Kochab
Origine del Nome
Kochab β UMi / β Ursae Minoris / Beta Ursae Minoris, è la seconda stella più luminosa
della costellazione dell'Orsa Minore. L'origine del nome non è del tutto certa; varie volte è stata associata
con la parola in ebraico che significa stella, ma altri sostengono che derivi dall'arabo‫ ال كوكب‬al-kawkab che
significa semplicemente la stella. Il nome completo che gli antichi astronomi arabi davano alla stella era Al
Kaukab al Shamaliyy, che significa la stella del nord
Osservazione
Kochab si trova nella costellazione a 16 gradi da Polaris, ed assieme alla vicina Pherkad γ UMi sono
facilmente visibili ad occhio nudo; entrambe sono state in coppia dal 1500 sino al 500 a.C. la stella che
segnava il polo nord celeste, anche se nessuna stella è stata così vicina al polo nord celeste come lo è
ora Polaris. A causa del moto di precessione degli equinozi, subito prima di Kochab la stella polare
fu Thuban. Data la sua declinazione, Kochab risulta visibile solo nell'emisfero boreale e in una stretta fascia
dell'emisfero australe nei pressi dell'equatore, più a nord della latitudine 15°S, mentre nell'emisfero nord
diventa circumpolare già alla latitudine 15°N. La sua magnitudine pari a 2,07 le permette di essere
facilmente individuata anche da centri urbani di dimensioni medie. Dalla parallasse misurata da Hipparcos si
può dedurre la distanza della stella, pari a circa 131 anni luce da Terra. Kochab è una gigante
arancione di classe spettrale K4III e di magnitudine apparente 2,1; ha una massa stimata in 2,2 volte quella
solare, la temperatura superficiale è di 4030 K, e con un raggio 42 volte quello del Sole è 390 volte
più luminosa della nostra stella. Kochab è classificata come stella variabile, sono state osservate oscillazioni
della sua luminosità in un periodo di 4,6 giorni, sul database dell'AAVSO le sue fluttuazioni sono comprese
tra le magnitudini 4,02 e 4,08
.
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Dati Fisici
KOCHAB
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K4 III
Distanza dal Sole
126 anni luce
Variabile
COORDINATE
14h 50m 42,3s
Ascensione Retta
74° 09′ 20″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
42 Raggi Solari
Massa
2,8 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.030 K
Velocità di Rotazione
17 km/s
Luminosità
390 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,47
Età Stimata
8 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,07
Magnitudine Assoluta
-0,88
Velocità Radiale
16,8 km/s
AR:-33,29 mas/anno – Dec: 11,91 mas/anno
Moto Proprio
5
Pherkad
Origine del Nome
Pherkad Gamma Ursae Minoris / γ Umi / γ Ursae Minoris / 13 UMI è una stella nella costellazione dell'Orsa
Minore, la sua magnitudine apparente è pari a 3,00, e si trova a circa 480 anni luce dalla Terra. Insieme
con Kochab, Pherkad forma la fine del mestolo del Piccolo Carro. Il nome Pherkad deriva
dall'arabo ‫ ف رقد‬farqad vitello, abbreviazione di aḫfa al farkadayn, la fioca dei due vitelli, Pherkad e Kochab. Il
nome completo aḫfa al farkadayn è poi passato a indicare la stella ζ Ursae Minoris. Insieme, Pherkad e
Kochab sono anche chiamate i guardiani del Polo.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, avente una declinazione marcatamente
settentrionale 71° 50′, il che la rende ben visibile dal nostro pianeta nelle regioni dell'emisfero nord della
Terra, ove appare circumpolare a nord della latitudine 18°N; dall'emisfero sud risulta invece parzialmente
visibile solamente per una piccola fascia vicino all'equatore, a nord della latitudine 18°S. Essendo
di magnitudine apparente pari a 3,00, risulta facilmente osservabile ad occhio nudo, in un cielo non
fortemente affetto da inquinamento luminoso. Pherkad è di classe spettrale A3Iab, il che la pone tra
le supergiganti di tipo intermedio, anche se in alcune pubblicazioni viene classificata di tipo A3II-III, dunque a
mezza via tra una gigante brillante ed una gigante. Ha una temperatura superficiale di circa 8600 K ed
una velocità di rotazione di oltre 170 km/s, ben 85 volte maggiore di quella del Sole. La sua luminosità è
1100 volte quella del Sole, possiede un raggio 15 volte superiore e la sua massa è circa 5 volte quella
solare, È classificata come stella variabile Delta Scuti e la sua luminosità varia di 0,05 magnitudini in un
periodo di 3,43 ore.
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Dati Fisici
PHERKAD
Classificazione
Gigante Azzurra
Classe Spettrale
A3III
Distanza dal Sole
486 anni luce
Variabile
Delta Scuti
COORDINATE
15h 20m 43,75s
Ascensione Retta
71° 50′ 02,3″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
15 Raggi Solari
Massa
5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.600 K
Velocità di Rotazione
170 km/s
Luminosità
1.100 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,07
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,00
Magnitudine Assoluta
-2,87
Velocità Radiale
-3,9 km/s
AR:-17,73 mas/anno – Dec: 17,90 mas/anno
Moto Proprio
7
Yildun
Origine del Nome
Delta Ursae Minoris δ UMi, δ Ursae Minoris, anche 23 UMi è una stella nella costellazione dell'Orsa
Minore . Ha
il
nome
tradizionale Yildun
scritto
anche Vildiur,
Jildun,
Gildun, e Yilduz, dal turco Yildiz stella. Può anche sono stati chiamati Pherkard, una grafia alternativa
di Pherkad , utilizzato per γ UMi e 11 UMi. Delta Ursae Minoris è un bianco di tipo A- nana di sequenza
principale con una magnitudine apparente di 4,35. Si tratta di circa 183 anni luce dalla Terra .
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò
comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare da
gran parte delle regioni temperate; Essendo di magnitudine 4,35, la si può osservare anche dai piccoli centri
urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua
individuazione. Si trova a 183 anni luce di distanza. Yildun si trova a soli 3,5 ° dal polo nord celeste, se non
esistesse Polaris α Ursae minoris questa stella potrebbe essere utilizzata come Stella Polare. Yildun è
una stella bianca di sequenza principale, di classe spettrale A1vn, con una magnitudine apparente di 4,35 e
una magnitudine asso lutadi 0,61. Possiede una temperatura superficiale di 9000 K, una luminosità 47 volte
superiore a quella del Sole e un raggio 2,8 volte quello solare. Questa stella possiede una velocità di
rotazione pari a 174 km/s, molto più alta di quella del Sole che è di 26 giorni, completando una rotazione
completa in 19 ore; a causa di questa elevata velocità di rotazione le righe spettrali risultano sfocate.
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Dati Fisici
YILDUN
Classificazione
Nana Bianca
Classe Spettrale
A1Vn
Distanza dal Sole
183 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 32m 12,9s
Declinazione
86° 35′ 10,8″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,8 Raggi Solari
Massa
4,36 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.000 K
Velocità di Rotazione
174 km/s
Luminosità
47 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,04
Età Stimata
Periodo di Rotazione
19 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,35
Magnitudine Assoluta
0,61
Velocità Radiale
-7,6 km/s
AR: mas/anno – Dec: mas/anno
Moto Proprio
9
Orsa Maggiore o Carro Maggiore
Dubhe
Origine del Nome
Dubhe α UMa / α Ursae Majoris / Alpha Ursae Majoris è, per luminosità, la seconda stella
della costellazione dell'Orsa Maggiore. Si tratta di un sistema stellare quadruplo che dista 124 anni luce dalla
Terra. Attorno alla componente principale orbitano Dubhe B, a circa 23 u.a., e Dubhe C, a circa 8000 u.a.,
che è a sua volta una stella binaria. Il nome tradizionale deriva dalla parola araba per orso, dubb. Il nome
della stella in arabo è ‫ ظهر الدب االكبر‬żahr ad-dubb al-akbar la schiena dell'Orsa Maggiore. Il nome della stella
in cinese è 北斗一 Prima
stella
del
Carro
Settentrionale
oppure 天樞 il
perno
celeste.
A
causa
della precessione degli equinozi, Dubhe era la polare approssimativamente nel 5100 a.C. e lo sarà
nuovamente verso il 20500. Uno dei metodi pratici per individuare la Polare, Alpha Ursae Minoris, è quello di
prolungare la linea immaginaria che collega Merak, Beta Ursae Majoris a Dubhe.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò
comporta
che
la
stella
sia
osservabile
prevalentemente
dall'emisfero
nord,
dove
si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 1,79 fa sì che
possa essere scorta anche con un cielo affetto da inquinamento luminoso. Il periodo migliore per la sua
osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra febbraio e giugno; nell'emisfero nord è visibile
anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può
essere
osservata
limitatamente
durante
i
mesi
dell'autunno australe.
Dubhe
A
è
una gigante
arancione di tipo spettrale K0, ha una massa circa 4 volte maggiore del Soleed un diametro 30 volte
superiore. Dubhe B, stella bianca di sequenza principale, si trova ad un distanza media di 23 u.a. dalla
gigante arancione e compie un'orbita nel periodo di 44 anni. Più lontana, a oltre 8000 u.a., si trova Dubhe C,
una nana gialla di tipo spettrale F8 poco più grande del Sole che ha anch'essa una compagna che le ruota
attorno in un periodo di 6 giorni. Al contrario di molte stelle del Grande Carro Dubhe non fa parte
della corrente stellare dell'Orsa Maggiore. Da un ipotetico pianeta attorno a Dubhe C o alla sua compagna, il
cielo si presenterebbe con quattro stelle ben luminose nel cielo. Nel primo caso, Dubhe A, nonostante la
distanza, apparirebbe come una brillante stella arancione 10 volte più luminosa di Venere visto dalla Terra.
Da Dubhe B invece, da una distanza di poco maggiore da quella che divide Urano dal Sole, la gigante
arancione avrebbe una luminosità del 50% di quella del Sole visto dalla Terra.
10
Dubhe
11
Dati Fisici
DUBHE
Classificazione
Stella Tripla, gigante arancione, nana bianca,
nana gialla
Classe Spettrale
AK0 III, BF 0V, CF 8
Distanza dal Sole
124 anni luce
Variabile
Immagine pulsante
COORDINATE
11h 03m 43,7s
Ascensione Retta
61° 45′ 03″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
16, 1,3, 1 Raggi Solari
Massa
4, 1,7, ? Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.660, 7.400, ? K
Velocità di Rotazione
26 km/s
Luminosità
300, 15, 2 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,07
Età Stimata
Periodo di Rotazione
44,4 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,70
Magnitudine Assoluta
-1,10
Velocità Radiale
Moto Proprio
-9 km/s
AR:-136,66 mas/anno – Dec: 35,25 mas/anno
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Merak
Origine del Nome
Il nome Merak, a volte scritto anche Mirak, deriva dall'arabo ‫المراق‬al-maraqq, che significa i reni, riferito alla
sua posizione nell'Orsa. Nell'antica Grecia era conosciuta come Helike, uno dei nomi dati all'intera
costellazione dell'Orsa Maggiore. In Cina era conosciuta come Tien Seuen, la sfera armillare, mentre per
gli indù era Pulaha, uno dei sette Ṛṣi.
Osservazioni
Merak dall'arabo maraqq - lombi; β UMa / β Ursae Majoris / Beta Ursae Majoris, è la quinta stella più
brillante della costellazione dell'Orsa Maggiore. È una stella bianca di magnitudine apparente 2,34 e la sua
distanza, dedotta dalla misura della parallasse del satellite Hipparcos, è di 79,7 anni luce. Uno dei metodi
pratici per individuare la Polare, Alpha Ursae Minoris,
è quello di prolungare la linea immaginaria che
collega Merak a Dubhe Alpha Ursae Majoris. Merak è una stella di sequenza principale come il Sole, ma è
molto più calda e luminosa; di tipo spettrale A1, ha una temperatura superficialesuperiore ai 9000 K, il
suo raggio e la massa sono quasi 3 volte quelli del Sole, mentre la luminosità è 73 volte superiore.
Osservazioni nellaluce infrarossa suggeriscono che, come Vega e Fomalhaut, Merak sia circondata da
un disco di polveri concentrato a circa 45 u.a.. di distanza dalla stella, avente una temperatura di circa
120 K ed una massa dello 0,27% di quella terrestre. Come altre stelle della costellazione, Merak fa parte
dell'associazione dell'Orsa Maggiore, la cui età è stimata essere di circa 500 milioni di anni.
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Dati Fisici
MERAK
Classificazione
Bianca sequenza principale
Classe Spettrale
A1 V
Distanza dal Sole
79 anni luce
Variabile
sospetta
COORDINATE
11h 01m 50,5s
Ascensione Retta
56° 22′ 57″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,84 Raggi Solari
Massa
2,64 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.700 K
Velocità di Rotazione
46 km/s
Luminosità
73 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,02
Età Stimata
500 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,34
Magnitudine Assoluta
0,41
Velocità Radiale
-12 km/s
AR:81,66 mas/anno – Dec:33,74 mas/anno
Moto Proprio
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Phecda o Phad
Origine del Nome
Phecda γ UMa / γ Ursae Majoris / Gamma Ursae Majoris è una stella situata nella costellazione dell'Orsa
Maggiore. Il nome tradizionale Phecda noto anche con le varianti Phekda o Phad deriva dalla
parola araba ‫ ف خذ‬fakhdh faxð, coscia del Grande Orso.
Osservazioni
L'astro è familiare alla gran parte degli osservatori dell'emisfero boreale, in quanto fa parte
dell'asterismo del Grande Carro, di cui costituisce il vertice sudorientale. Assieme a quattro altre stelle di
questo famoso asterismo Phecda costituisce un'associazione stella remota come associazione dell'Orsa
Maggiore. Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale
e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 2,44 fa sì che
possa essere scorta anche con un cielo affetto da inquinamento luminoso. Phecda è propriamente una stella
bianca di classe spettrale A0 Ve; si tratta quindi di una stella che, come buona parte delle stelle della nostra
Galassia, si trova nella sequenza principale, una lunga fase di stabilità durante la quale fonde
l'idrogeno del nucleo in elio. Phecda è 2,6 volte più massiccia del Sole, 75 volte più luminosa e con
un raggio 3 volte superiore. Lo spettro della stella è caratterizzato dalla presenza di linee di emissione
indicate dalla e nella classe spettrale, che la rendono affine alle più calde stelle Be.
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Dati Fisici
PHECDA o PHAD
Classificazione
Bianca di sequenza principale
Classe Spettrale
A0 V e SB
Distanza dal Sole
84 anni luce
Variabile
COORDINATE
11h 53m 49,8s
Ascensione Retta
53° 41′41″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,04 Raggi Solari
Massa
2,64 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.320 K
Velocità di Rotazione
178 km/s
Luminosità
75 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,03
Età Stimata
300 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,41
Magnitudine Assoluta
0,38
Velocità Radiale
-13 km/s
AR:107,8 mas/anno – Dec:11,16 mas/anno
Moto Proprio
16
Megrez
Origine del Nome
Megrez Delta UMa, δ Ursae Majoris, δ UMa, è una stella nella costellazione dell'Orsa Maggiore. Megrez ha
una magnitudine apparente di 3,32 che la rende la meno luminosa delle sette stelle del Grande Carro. Fa
parte dell'associazione dell'Orsa Maggiore e dista 81 anni luce dal sistema solare. Il suo nome significa
l'inizio della coda e un altro nome di questa stella, peraltro poco usato, è Kaffa.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò
comporta
che
la
stella
sia
osservabile
prevalentemente
dall'emisfero
nord,
dove
si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alla fascia tropicale e risulta invisibile più a sud della latitudine 33° S. La sua magnitudine pari
a 3,32 fa sì che possa essere scorta 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 febbraio e giugno; nell'emisfero nord è visibile
anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può
essere osservata limitatamente durante i mesi dell'autunno australe. Megrez è di tipo spettrale A3V, cioè è
una stella bianca di sequenza principale; ha una massa ed un raggio che sono circa il doppio ed una
luminosità 26 volte superiore a quella del Sole. Megrez è anche una stella variabile, la sua magnitudine
infatti fluttua tra 3,27 a 3,34. Le sue caratteristiche sono simili a quelle di Denebola o della vicina Merak,
anche se rispetto a quest'ultima è un po' meno massiccia e luminosa. Presenta un eccesso di radiazione
infrarossa nel suo spettro, dovuto alla presenza di un disco circumstellare distante circa 16 u.a.. La distanza
del disco è insolitamente piccola per una stella con un'età stimata in 300 milioni di anni, che è l'età stimata di
Megrez. Si pensa che ciò sia dovuto all'effetto Poynting-Robertson che ha trascinato verso l'interno in un
vortice a spirale la polvere precedentemente più lontana dalla stella. Megrez ha due compagne visuali
separate da 186 e 190 secondi d'arco di distanza.
17
Megrez
18
Dati Fisici
MEGREZ
Classificazione
Bianca di sequenza principale
Classe Spettrale
A3 V
Distanza dal Sole
80,5 anniluce
Variabile
COORDINATE
12h 15m 25,6s
Ascensione Retta
57° 01′ 57″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,1 Raggi Solari
Massa
2,15 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.700 K
Velocità di Rotazione
233 km/s
Luminosità
26 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,07
Età Stimata
300 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,32
Magnitudine Assoluta
1,33
Velocità Radiale
-13,4km/s
AR:104,11 mas/anno – Dec:7,30 mas/anno
Moto Proprio
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Alioth
Origine del Nome
Sebbene non ci siano dubbi che il suo nome proprio provenga dall'arabo, tuttavia la sua esatta etimologia è
incerta: potrebbe provenire da Al-Jawn, che non si riferisce ad un orso, ma a un cavallo nero. Alioth, scritto
anche come Aliioth o Aliath, sempre in arabo, significa coda grassa di una pecora. Un terzo nome, Al Hawar,
significa bianco dell'occhio o incandescente. Le tre stelle della coda dell'Orsa, Alioth, Mizar ζ Ursae Majoris
e Alkaid η Ursae Majoris, rappresentavano per gli arabi le persone in lutto di un corteo funebre. Il feretro,
contrassegnato dalle stelle dell'Orsa Maggiore, era seguito da persone in lutto, e la processione seguiva un
movimento lento e solenne intorno al polo nord celeste. Questi parenti, i bimbi di Al Na'ash uccisi da Al Jadi,
rappresentata da Polaris, ancora circondano ogni notte quest'ultima nella loro sete di vendetta.
Nell'astronomia cinese, ε Ursae Majoris era Yuh Kang, un pezzo di un antico strumento astronomico.
Insieme ad altre stelle situate tra essa e Megrez, era Seang: l'Assistente del Segretario di Stato.
Osservazioni
Alioth ε Uma, ε Ursae Majoris, Epsilon Ursae Majoris è la stella più brillante della costellazione dell'Orsa
Maggiore. Ciononostante Bayer le ha assegnato la quinta lettera dell'alfabeto greco perché non ha
proceduto nell'assegnazione delle lettere in ordine di luminosità, ma sulla base alla posizione delle stelle
nella costellazione, da Ovest a Est. Alioth è un membro dell'associazione stellare dell'Orsa Maggiore.
La magnitudine apparente di Alioth è 1,76, il che ne fa la trentaduesima stella più brillante del cielo. È
facilmente individuabile in quanto essa è posta nella coda dell'Orsa, essendo la stella brillante della coda più
vicina al corpo. Con una declinazione di 55°, Alioth è una stella dell'emisfero boreale. Nell'emisfero
australe essa è comunque osservabile a latitudini più a nord del 35º parallelo, il che comprende tutto
il Brasile, tutta l'Africa e buona parte dell'Australia. Nell'emisfero boreale diviene circumpolare a nord del 35º
parallelo, il che comprende l'intera Europa. Basandosi sui dati raccolti dal satellite Hipparcos, Alioth dista
dalla Terra 81 anni
luce 25 parsec.
Essa
è
una
stella
di
colore
bianco,
datogli
dalla
sua temperatura superficiale di 9.340 K. La sua classe spettrale è A0V, come quella di Vega. Alioth ha
un raggio che è circa quattro volte maggiore di quello solare, mentre la sua massa è calcolata essere 3.0
volte quella solare. La sua luminosità è 108 quella del Sole, superiore a quella delle stelle della sua classe
per esempio, Vega ha una luminosità di circa 37 . Questo fa pensare che Alioth, pur trovandosi ancora
nella sequenza principale, si stia apprestando a iniziare il suo cammino che la porterà ad uscire da essa e a
raggiungere lo stadio di gigante. Infatti quando l'idrogeno presente in un nucleo stellare comincia a
scarseggiare, il nucleo, insufficientemente sostenuto dalle reazioni nucleari, comincia a contrarsi e scaldarsi,
facendo gonfiare gli strati superficiali della stella e aumentandone la luminosità. Alioth compie una rotazione
su sé stessa in 5,08 giorni. Ciò significa che la sua velocità di rotazione all'equatore è di 38 km/s.
La classificazione completa di Alioth è A0Vp, dove p sta per peculiare. Infatti lo spettro elettromagnetico di
questa stella è alquanto strano, simile a quello delle variabili a spettro magnetico, il cui prototipo è Cor
Caroli α2 Canum Venaticorum. Queste stelle, di classe spettrale compresa fra B8p e A7p, presentano una
insolita abbondanza di elementi pesanti negli strati superficiali della stella e una loro irregolare distribuzione
negli stessi. Sebbene la causa dei fenomeni osservati nelle stelle chimicamente peculiari sia quasi
certamente da collegarsi con il loro particolare campo magnetico, le cause esatte del loro comportamento
non sono state ancora comprese. Poiché Alioth è la stella chimicamente peculiare che ha la luminosità
apparente più elevata, è stata intensamente studiata. In una serie di studi condotti intorno ai primi anni
novanta fu accertato che Alioth presentava una distribuzione irregolare del ferro e del cromo sulla sua
20
superficie: in particolare questi elementi si concentravano in due zone identificati coi poli magnetici della
stella) dove la loro abbondanza era 100 volte superiore a quella solare, mentre nel resto della superficie la
concentrazione era pari a quella del Sole. In uno studio del 1997 l'ossigeno risultava essere concentrato in
una fascia identificata con l'equatore magnetico della stella, inclinata rispetto all'equatore rotazionale della
stella. Nella fascia l'ossigeno era 100.000 volte più abbondante che nel resto della superficie Fu poi scoperto
che il calcio si comportava come l'ossigeno, anche se con una variazione minore fra le regioni magnetiche
equatoriali e polari. Questa distribuzione degli elementi ha permesso di appurare che i poli magnetici di
Alioth sono molto disassati rispetto ai poli rotatori: il polo magnetico di Alioth risultava avere infatti latitudine
25°. Queste scoperte sono state all'origine di una serie di indagini volte alla mappatura sistematica dei
metalli sulla superficie di Alioht. Nel 2003 è stato appurato che il manganese ha più o meno la stessa
distribuzione del cromo e del ferro, cioè abbonda ai poli, mentre il titanio si accumula intorno all'equatore
magnetico. D'altra parte, il magnesio sembra avere una distribuzione non correlata con il presunto campo
magnetico di Alioth e si accumula in cinque diverse regioni dell'emisfero settentrionale fra le latitudini 0° e
60°. Oltre al generale problema di stabilire la precisa causa della distribuzione dei metalli nelle stelle
chimicamente peculiari e l'origine del loro campo magnetico, le caratteristiche di Alioth suscitano ulteriori
questioni. In primo luogo, per una stella della sua classe, Alioth ha un campo magnetico relativamente
debole: ben 15 volte più debole rispetto a quello del prototipo delle stelle Alfa Canum Venaticorum, Cor
Carolis, pur essendo 100 volte più intenso di quello terrestre. La domanda è quindi come Alioth possa
generare la distribuzione dei metalli osservata pur avendo un campo magnetico modesto. In secondo luogo,
Alioth non presenta alcuna variabilità apparente. In ciò non rappresenta tuttavia una eccezione: molte stelle
chimicamente peculiari di classe spettrale A non sono variabili, sicché tali stelle sono state divise in due
classi: quelle variabili e quelle non variabili. È stato ipotizzato che in realtà tutte le stelle Ap siano variabili,
ma che alcune presentino delle oscillazioni di luminosità talmente piccole da non essere rilevabili ai nostri
strumenti. Inoltre si ritiene che le stelle Ap di cui non riusciamo a rilevare le oscillazioni siano le più evolute,
cioè che le oscillazioni diminuiscano di ampiezza mano a mano che queste stelle evolvono. Si è pertanto
cercato, con strumenti molto sensibili, di rilevare piccole oscillazioni nella luminosità di Alioth. Tuttavia esse
non sono state rilevate. Si può escludere che Alioth abbia oscillazioni maggiori a 75 parti per milione, che è il
limite a cui arrivano i nostri strumenti. Questo pone un limite molto basso alle eventuali oscillazioni di Alioth e
costituisce certamente un dato di cui le teorie delle stelle magnetiche Ap devono tenere conto.
La Compagna
Misurazioni molto precise delle variazioni della velocità radiale di Alioth hanno permesso di appurare la
presenza di una compagna. Si tratta di un astro che orbita intorno alla principale con un periodo di 5,88
giorni, cioè il suo periodo orbitale è uguale al periodo di rotazione della principale su sé stessa. Questo
effetto è un prodotto delle intense forze mareali che si producono nell'interazione fra la principale e la sua
compagna. Il miglior calcolo disponibile dell'orbita dà una eccentricità elevata e=0,503 e una distanza media
fra le due componenti di 0,055 u.a., ossia circa 8,2 milioni di km. Probabilmente il piano dell'orbita della
compagna è allineato all'asse di rotazione della principale. Da questi parametri e dalla presunta massa della
principale si deduce che la compagna deve avere una massa pari a 0,014 , cioè circa 14 J. Se le misurazioni
sono corrette, si tratta quindi di una piccola nana bruna.
21
Alioth
Alioth in una simulazione di Celestia rapportata al Sole; entrambi sono visti da 0.23 u.a.. di distanza
22
Dati Fisici
ALIOTH
Classificazione
Bianca di sequenza principale
Classe Spettrale
A0 Vp
Distanza dal Sole
81 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
12h 54m 01,74s
Declinazione
55° 57′ 35,36″
DATI FISICI
Raggio Medio
4,2 Raggi Solari
Massa
3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.400 K
Velocità di Rotazione
38 km/s
Luminosità
108 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,03
Età Stimata
Periodo di Rotazione
5,08 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,77
Magnitudine Assoluta
-0,22
Velocità Radiale
-9,3 km/s
AR:114,74 mas/anno – Dec: -8,99 mas/anno
Moto Proprio
23
Mizar
Origine del Nome
Il nome viene dall'arabo ed è una ripetizione di Merak; sembra che Giulio Cesare Scaligero, nel XVI
secolo lo cambiò in Mizar, dall'arabo ‫ م يز ر‬mīzar, che significa cintura. In India era probabilmente conosciuta
come Vashishtha, Vasishtha, uno dei sette saggi dell'epoca vedica.
Osservazioni
Mizar Zeta Ursae Majoris, ζ UMa è una stella nella costellazione dell'Orsa Maggiore. La sua magnitudine
apparente è 2,23 e forma, assieme alla più debole Alcor una delle doppie visuali più famose del cielo. La
distanza reale tra le due stelle è compresa tra 0,5 e 1,5 anni luce, quindi molto alta, ma il loro moto
proprio mostra che sono in effetti una stella binaria e non una doppia prospettica come si pensava in
precedenza. Ad una più profonda indagine astronomica si rivela un sistema stellare composto da un totale di
sei stelle. Avendo una declinazione di 54° 55', Mizar è una stella dell'emisfero celeste boreale, e appare
circumpolare già nelle zone temperate dell'emisfero boreale, più a nord della latitudine 35°N, mentre
l'osservazione dall'emisfero australe risulta penalizzata, e la stella non sorge mai più a sud
del parallelo 35°S. Avendo una magnitudine di 2,23, la stella è facilmente individuabile anche dai piccoli e
medi centri urbani moderatamente affetti da inquinamento luminoso. Le persone di buona vista possono
notare accanto a Mizar una debole stella compagna appena a est, chiamata Alcor oppure 80 Ursae Majoris.
Le due sono a volte chiamate rispettivamente il Cavallo e il Cavaliere da una traduzione dalla lingua
persiana, e l'abilità nel vederle entrambe è un test tradizionale della vista, usato già in antichità: era una delle
prove attitudinali per le aspiranti guardie dell'imperatore nei paesi arabi. Alcor ha magnitudine apparente
4,02 e un tipo spettrale A5 V. La sua magnitudine la renderebbe relativamente facile da scorgere, se non
fosse così vicina alla più brillante Mizar. Altri componenti della stella sono stati scoperti con l'avvento
del telescopio e dello spettroscopio. Mizar fu la prima binaria visuale al telescopio a essere scoperta,
probabilmente da Benedetto Castelli, quando nel 1617 chiese al suo amico Galileo Galilei di poterla
osservare con il suo telescopio. Più tardi, nel 1650, Giovanni Battista Riccioli scrisse che la stella appariva
come doppia. La secondaria, Mizar B, ha magnitudine 4,0 e tipo spettrale A1, e si trova a 380 u.a. dalla
primaria Mizar A. Le due stelle orbitano l'una attorno all'altra con un periodo di duemila anni. Mizar A divenne
poi la prima binaria spettroscopica a essere scoperta, per merito di Edward Charles Pickering nel1889. Le
due componenti sono entrambe circa 35 volte più luminose del Sole, e orbitano l'una rispetto all'altra in soli
20 giorni. Anche Mizar B e Alcor sono diventate binarie spettroscopiche, portando il numero totale di stelle
del sistema a sei. Questo sistema stellare si trova a circa 85 anni luce di distanza dalla Terra. Le sei
componenti fanno tutte parte dell'associazione dell'Orsa Maggiore, così come la maggior parte delle stelle di
questa costellazione.
24
Mizar e Alcor
Mizar e Alcor. Osservando attentamente, si notano le componenti A e B che compongono Mizar.
25
Dati Fisici
MIZAR
Classificazione
Sistema Multiplo
Classe Spettrale
A2 V + A2 V , A5 7V + A5 7V
Distanza dal Sole
85,8 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
13h 23m 55,54s
Declinazione
54° 55′ 31,30″
DATI FISICI
Raggio Medio
3 Raggi Solari
Massa
2,5 + 2,5 , 1,6 + 1,6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.000 K
Velocità di Rotazione
km/s
Luminosità
35 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,13
Età Stimata
Periodo di Rotazione
30 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,23 , 3,88
Magnitudine Assoluta
0,34 , 2,04
Velocità Radiale
Moto Proprio
-9 km/s
AR:121,23 mas/anno – Dec:-22,01 mas/anno
26
Alkaid
Origine del Nome
Il nome Alkaid deriva dall'arabo ‫ ن عش ب نات قائ د‬qā'id bināt naʿsh, Il capo delle figlie della bara. Le figlie della
bara, vale a dire le fanciulle in lutto, sono le tre stelle del manico del Grande Carro, Alkaid, Mizar, e Alioth,
mentre le quattro stelle della ciotola, cioè Megrez, Phecda, Merak eDubhe rappresentano la bara stessa. Un
altro nome tradizionale proveniente dall'arabo è Benetnasch, proveniente dalla frase Ka'id Banat al
Na'ash (la prima delle fanciulle a lutto). Alkaid è nota come 北斗七, la settima Stella del Nord o 摇光, la Stella
di scintillio Brillante, in cinese ed è la più orientale (a sinistra) delle stelle del Grande Carro, mentre
l'astronomo persiano Al Bīrūnī le diede il nome di Marici, uno dei sette Ṛṣi o saggi d'India.
Osservazioni
Alkaid η Uma, η Ursae Majoris, Eta Ursae Majoris è la terza stella più brillante della costellazione dell'Orsa
Maggiore. Di magnitudine 1,85, si trova a 104 anni luce dal sistema solare. A differenza della maggior parte
delle stelle di questa costellazione non è un membro del movimento del gruppo dell'Orsa Maggiore. Si tratta
di una stella situata nell'emisfero celeste boreale e quindi osservabile prevalentemente dall'emisfero nord
della Terra, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la
sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate settentrionali e alla fascia tropicale, più a nord della
latitudine 41° S. La sua magnitudine pari a 1,85 fa sì che possa essere scorta anche con un cielo
moderatamente affetto da inquinamento luminoso. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo
serale ricade nei mesi compresi fra febbraio e giugno; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo
maggiore, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata
limitatamente durante i mesi dell'autunno australe. Alkaid ha magnitudine apparente di 1,9, il che la rende la
35a stella più brillante nel cielo. Si tratta di una giovane stella bianco-bluastra di tipo spettrale B3 V. Con una
temperatura di circa 17000 kelvin è una delle più calde stelle visibili ad occhio nudo. La sua luminosità è
equivalente a 700 volte quella del Sole; se Alkaid fosse al posto del sistema solare la distanza della zona
abitabile sarebbe posta a circa 25 u.a.., cioè quasi quanto la distanza di Nettuno dal Sole. Ha
una massa stimata in 6 volte quella del Sole, ed un'età stimata di solamente 10 milioni di anni.
Alkaid a sinistra in confronto al Sole in una simulazione di Celestia, dalla distanza di 33 milioni di km.
27
Alkaid
28
Dati Fisici
ALKAID
Classificazione
Bianca Azzurra di sequenza principale
Classe Spettrale
B3 V
Distanza dal Sole
104 anni luce
Variabile
COORDINATE
13h 47m 32,4s
Ascensione Retta
49° 18′ 48″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,9 Raggi Solari
Massa
6,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
17.700 K
Velocità di Rotazione
150 km/s
Luminosità
700 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,09
Età Stimata
10 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,85
Magnitudine Assoluta
-0,67
Velocità Radiale
Moto Proprio
-11 km/s
AR:-121.17 mas/anno – Dec:-14,91 mas/anno
29
Aquila
Altair
Origine del Nome
Il nome Altair risale al Medioevo; è una abbreviazione dell'espressione araba ‫النسر الطائر‬, an-nasr aṭ-ṭā’ir, che
significa l'aquila volante. Il termine Al Nesr Al Tair appare nel catalogo di Al Achsasi Al Mouakket e in realtà
denotava l'asterismo formato da Altair, Tarazed e Alshain. L'espressione araba derivava a sua volta da un
nome babilonese o sumerico, visto che questi ultimi chiamavano Altair la stella dell'aquila. A volte viene
utilizzata anche l'ortografia Atair In ambiente cinese, l'asterismo formato da Altair, Tarazed e Alshain è
conosciuto come 河鼓 Hé Gŭ, che significa il tamburo del fiume. Altair è di conseguenza chiamata 河鼓二 Hé
Gŭ èr, che significa la seconda stella del tamburo presso il fiume, o più letteralmente il tamburo del fiume II.
Tuttavia vengono più spesso utilizzati altri nomi 牵牛星 Qiān Niú Xīng o 牛郎星 Niú Láng Xīng, che
significano la stella del mandriano. Questi nomi derivano dalla storia d'amore, ricordata durante la festa
di Qixi, fra il pastore Niú Láng Altair e 织女 Zhī Nŭ, la tessitrice, rappresentata dalla stella Vega. Zhī Nŭ è
separata da Niú Láng e dai suoi due figli Tarazed e Alshain dalla Via Lattea. Essi si possono incontrare solo
una volta all'anno, quando è possibile attraversare la Via Lattea mediante un ponte di gazze ladre. Anche la
festività giapponese del Tanabata 七夕?, in cui Altair è chiamata Hikoboshi 彦星 italiano: la stella pastore, è
basata sulla stessa leggenda. In India l'asterismo formato da Altair, Tarazed e Alshain è associato alla
22a Nakshatra settori in cui veniva divisa l'eclittica, chiamataÇravana l'orecchio o Çrona lo zoppo
o Açvattha il sacro albero del fico. Il reggente dell'asterismo è il dio Vishnu e le tre stelle rappresentano i tre
passi compiuti dal dio nel cielo. Gli aborigeni australiani Koori chiamavano anch'essi Altair Bunjil, che
significa l'aquila cuneata; Tarazed e Alshain rappresentavano invece le sue mogli, cioè due cigni neri. Invece
il popolo aborigeno australiano che viveva vicino al fiume Murray chiamava Altair Totyerguil. Essi credevano
che il fiume Murray si era formato quando il cacciatore Totyerguil arpionò il pesce gigante Otjoutche, ferito,
aveva scavato un canale nell'Australia meridionale prima di diventare la costellazione del Delfino. Gli abitanti
della Micronesia chiamavano Altair Mai-lapa il vecchio/grande frutto dell'albero del pane, mentre i Māori la
chiamavano Poutu-te-rangi il pilastro del cielo. In astrologia si crede che Altair conferisca una natura
coraggiosa, fiduciosa, ostinata, ambiziosa e prodiga; immediate, grandi e tuttavia effimere ricchezze;
posizioni di comando, ma anche il rischio di provocare spargimenti di sangue. Inoltre si ritiene che i rettili
siano pericolosi per coloro che sono influenzati da questa stella.
Osservazioni
Altair α Aql, α Aquilae, Alfa Aquilae, è una stella bianca di sequenza principale avente magnitudine 0,77,
che si trova a una distanza di circa 17 anni luce nella costellazione dell'Aquila. È la stella più luminosa della
costellazione nonché la dodicesima stella più brillante del cielo notturno; è inoltre una delle più vicine alla
Terra. È anche uno dei vertici del Triangolo Estivo, essendo gli altri due Vega e Deneb. La sua vicinanza
all'equatore celeste la rende osservabile da tutte le regioni popolate della Terra. Altair è degna di nota per la
30
sua rotazione su sé stessa, molto rapida: misurando la larghezza delle sue linee spettrali, si è appurato che
compie una rotazione completa su sé stessa in appena 8 ore e mezza. Per confronto, il Sole impiega circa
25 giorni per ruotare su sé stesso. Tale velocità di rotazione schiaccia la stella ai poli, rendendola
uno sferoide oblato. Altair è anche una variabile Delta Scuti Altair è individuabile nella parte nord-orientale
della costellazione dell'Aquila nei pressi della Via Lattea boreale, qui oscurata al suo centro dalla Fenditura
dell'Aquila. La sua magnitudine apparente di 0,77 la rende facilmente distinguibile al centro di un trio di stelle
formato, oltre che da Altair, da Alshain e Tarazed. Le tre stelle sono quasi allineate a formare una linea
inclinata lunga 4° 46'' a cui estremi giacciono Tarazed e Alshain; Tarazed dista 2° 40'' da Altair e quest'ultima
2° 42'' da Alshain. Altair è la stella nettamente più luminosa delle tre, avendo Tarazed magnitudine
apparente 2,72 e Alshain 3,71. L'asterismo è reso suggestivo dai colori delle tre stelle dato che Altair è
bianca, Tarazed arancio-oro e Alshain giallo chiaro. Altair forma, assieme a Vega e a Deneb, uno dei tre
vertici del Triangolo estivo. La sua distanza angolare da Vega è di 34°, quella da Deneb di 38°, mentre Vega
e Deneb distano fra loro 24. Altair quindi rappresenta il vertice meridionale di un triangolo quasi isoscele che
ha come base la linea che collega Deneb con Vega. La declinazione di Altair è 8° 52'; quindi, pur essendo
una stella dell'emisfero boreale, essa è abbastanza vicina all'equatore celeste da essere visibile da tutte le
regioni popolate della Terra. Essa risulta invisibile solo nelle regioni più interne del continente Antartico.
D'altra parte una tale posizione fa sì che Altair risulti circumpolare solo nelle regioni prossime al polo nord.
Altair è osservabile da entrambe gli emisferi durante i mesi compresi fra giugno e novembre e culmina il
primo di settembre. Altair è una stella ad elevato moto proprio. Essa si muove sulla sfera
celeste 655 mas ogni anno. Questo significa che essa percorre quasi un grado d'arco ogni 5000 anni. La
brillantezza apparente di Altair è dovuta non tanto alla sua luminosità intrinseca, quanto al fatto che si tratta
di una stella relativamente vicina. Infatti, la parallasse misurata dal satellite Hipparcos è pari a 194,95 mas;
ciò pone Altair a una distanza di 16,73 anni luce dalla Terra. Si tratta, fra gli astri visibili ad occhio nudo, il
decimo in ordine di distanza. Trovandosi relativamente vicina al Sole, Altair ne condivide lo stesso ambiente
galattico. Le sue coordinate galattiche sono 47,74° e -8,90°. Una longitudine galattica di circa 47° significa
che la linea ideale che congiunge il Sole e Altair, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale
che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 47°; ciò implica che Altair è leggermente più vicina
al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di circa -8,90° significa che Altair si trova
poco più a sud rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico. Le stella più vicina ad Altair
è Gliese 752, una stella binaria composta da due deboli stelle rosse di sequenza principale, rispettivamente
diclasse M2,5 V e M8 V. La coppia dista da Altair 3,7 anni luce. Data la sua debolezza Gliese 752 non solo è
invisibile a occhio nudo dalla Terra ha magnitudine apparente 17,3, ma lo sarebbe anche a un ipotetico
osservatore posto su Altair. A 7,8 anni luce da Altair si trova invece un'altra stella binaria, 70 Ophiuchi,
composta da due stelle arancioni di sequenza principale di classe K0 V e K5 V. Questo sistema è visibile
dalla Terra ha magnitudine apparente 4,03 e lo sarebbe anche per un ipotetico osservatore posto su Altair. A
9,1 anni luce si trova HIP 103039, una stella rossa di classe M4, mentre a 9,8 anni luce si trova 61 Cygni,
un'altra stella binaria composta da due stelle arancioni di sequenza principale. Vega, che dista da Altair
meno di 15 anni luce, sarebbe la stella più brillante nei cieli di un ipotetico pianeta orbitante attorno ad Altair;
di magnitudine -1,14 supererebbe ampiamente Canopo, mentre Sirio, distante 25 anni luce, avrebbe una
magnitudine solo di 0,83. Sulla base di osservazioni compiute dal telescopio spaziale WIRE nel 1999 Altair è
stata riconosciuta come una stella variabile δ Scuti. Si tratta di stelle sub giganti o di sequenza principale
aventi classe compresa fra A2 e F0 che variano la loro luminosità di meno di 0,3 magnitudini
con periodi inferiori a 0,3 giorni. La curva di luce di Altair può essere interpretata come la somma di
parecchie onde sinusoidali con periodi compresi fra 0,8 e 1,5 ore corrispondenti ad altrettanti modi di
31
oscillazione della stella. In particolare il modo fondamentale ha un periodo di 1,52 ore e una ampiezza di
420 ppm. Esso corrisponde probabilmente a una pulsazione radiale della stella. Altair è probabilmente una
stella singola. Finora non sono state osservate né compagne, sia stellari che sub stellari nane brune, né
pianeti. Inoltre non è stata finora rilevata la presenza di polvere intorno alla stella. La caratteristica meglio
studiata di Altair è la sua alta velocità di rotazione, che produce un marcato schiacciamento della stella ai
poli.
Altair foto NASA
Il Sole visto da Altair in una simulazione di Celestia. Apparentemente vicino a Sirio e Procione,
apparirebbe di magnitudine 3,38
32
Raffronto tra le dimensioni di Altair in basso a sinistra e del Sole.
.
33
Dati Fisici
ALTAIR
Classificazione
Bianca di sequenza princpale
Classe Spettrale
A7 V
Distanza dal Sole
16,73 anni luce
Variabile
Delta Scuti
COORDINATE
19h 50m 46.99s
Ascensione Retta
8° 52′ 5,95″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,03e/1,63p Raggi Solari
Massa
1,75 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.750 K
Velocità di Rotazione
285 km/s
Luminosità
10,65 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,22
Età Stimata
1,5 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
8,64 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
0,77
Magnitudine Assoluta
2,18
Velocità Radiale
Moto Proprio
26 km/s
AR:536,82 mas/anno – Dec:385,54 mas/anno
34
Tarazed
Origine del Nome
Tarazed a
volte Reda; γ Aquilae,
γ
Aql
,
Gamma
Aquilae,
è
la
seconda stella più
brillante
della costellazione dell'Aquila data la magnitudine apparente di 2,72, dopo Altair α Aquilae. Il suo nome
sembra derivare dal persiano ‫ ت راز و شاهين‬šāhin tarāzu il giogo della bilancia, riferendosi a un asterismo detto
la Bilancia e formato da α, β e γ Aquilae. Dal persiano šāhīn, che significa falco reale, raggio e bacchetta, è
derivato il nome falco di β Aquilae.
Osservazioni
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. La sua magnitudine pari a 2,72 fa sì che possa essere scorta
anche dai piccoli centri urbani moderatamente affetti dall'inquinamento luminoso. 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. Si tratta di una stella gigante brillante di classe spettrale K3, che le conferisce una
colorazione arancio-giallastra per via della temperatura effettiva piuttosto bassa, circa 4100 K. Il suo
diametro è approssimativamente pari a 0,5 u.a., se fosse al posto del Sole si estenderebbe al di là dell'orbita
di Venere ed occuperebbe 60º del cielo visto dalla Terra. Il suo diametro angolare rilevabile misura
0,0075 arco secondi e si trova approssimativamente, dopo la riduzione dei dati del satellite Hipparcos, a
394 anni luce dalla Terra. Nonostante sia una stella di età inferiore a quella del Sole ha infatti circa 100
milioni di anni, Gamma Aquilae si trova in una fase avanzata della sua esistenza, in quanto nel
suo nucleo ha luogo la fusione dell'elio in carbonio. Tarazed è una stella doppia; la sua compagna,
denominata γ Aquilae B, ha magnitudine 10,7 ed è separata dalla primaria di 133".
35
Dati Fisici
TARAZED
Classificazione
Gigante doppia
Classe Spettrale
K3 II
Distanza dal Sole
394 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 46m 15,58s
Declinazione
10° 36′ 47,74″
DATI FISICI
Raggio Medio
110 Raggi Solari
Massa
5,66 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.140 K
Velocità di Rotazione
3,50 km/s
Luminosità
2.950 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,51
Età Stimata
100 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,72
Magnitudine Assoluta
-2,79
Velocità Radiale
-2,1 km/s
AR:15,72 mas/anno – Dec:-3,08 mas/anno
Moto Proprio
36
Deneb el Okab
Origine del Nome
Zeta Aquilae, ζ Aquilae,
ζ Aql, è un sistema stellare triplo situato nella costellazione dell'Aquila. Con
una magnitudine apparente di 2,99, è la terza stella più luminosa della costellazione dell'Aquila,
dopo Altair (α Aquilae) e Tarazed γ Aquilae. Ha il nome tradizionale di Deneb el Okab o Deneb Al Okab
Australis, dal termine Arabo ‫ ال عقاب ذنب‬ðanab al-cuqāb che significa la coda del falco o coda dell'aquila, e il
nome cinese mandarino Woo e Yuë, derivati da 吳 wú, un vecchio stato vicino alla provincia di Jiangsu, e
粵yuè, un vecchio stato nella provincia di Guandong. Essa condivide questi nomi con ε Aquilae. Il sistema
dista approssimativamente 83,2 anni luce dalla Terra.
Osservazioni
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. La sua magnitudine pari a 2,99 fa sì che possa essere scorta
anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà. 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 Zeta Aquilae è
una stella tripla; la primaria che compone il terzetto stellare è ζ Aquilae A; si tratta di una stella bianca di
sequenza principale, di classe spettrale A0Vn. La sua luminosità è 39 volte maggiore di quella del Sole e
la temperatura effettiva raggiunge i 9680 K; il suo raggio e la sua massa sono, rispettivamente, 2,2 e 2,4
volte maggiori di quelli del Sole. Ciò che la caratterizza è la sua velocità di rotazione, pari a 330 km/s
all'equatore 165 volte più veloce del Sole, una delle maggiori che si conoscano; tale velocità consente
alla stella di effettuare una rotazione completa in appena 16 ore. Una tale velocità di rotazione è indice di
un'età piuttosto giovane, per il fatto che le stelle hanno tendenza a rallentare man mano che invecchiano.
Attorno a ζ Aql A orbitano due compagne, entrambe nane rosse di classe M di dodicesima magnitudine, le
quali si trovano a 6,5 e 158,6arco secondi di distanza dalla primaria. La più vicina si trova almeno a
125 u.a. e compie la sua orbita in circa 800 anni. La più distante è a più di 6 000 u.a. e dovrebbe impiegare
almeno 250 000 anni per effettuare una rotazione completa; considerata la distanza, è anche possibile che
quest'ultima non sia legata a ζ Aquilae
37
Dati Fisici
DENEB el OKAB
Classificazione
Bianca sequenza principale tripla
Classe Spettrale
A0 Vn
Distanza dal Sole
83 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 05m 24,61s
Declinazione
13° 51′ 48,52″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,2 Raggi Solari
Massa
2,4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.680 K
Velocità di Rotazione
330 km/s
Luminosità
39 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,01
Età Stimata
100 milioni di anni
Periodo di Rotazione
16 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,99
Magnitudine Assoluta
0,96
Velocità Radiale
-25 km/s
AR:-7,05 mas/anno – Dec:-95,31 mas/anno
Moto Proprio
38
Tseen Foo
Origine del Nome
Theta Aquilae, θ Aquilae,
θ Aql, è una stella binaria situata nella costellazione dell'Aquila, distante
approssimativamente 287 anni luce dallaTerra. Il suo nome tradizionale è Tseen Foo, derivato dal cinese
mandarino 天桴 tiānfú che significa la zattera celeste, ma può significare anche bacchetta di tamburo,
poiché Altair, Alshain e Tarazed sembra formino un tamburo.
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 3,4, 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 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.
Theta
Aquilae
è
una binaria
spettroscopica che
viene
classificata
come
una gigante blu-bianca classe B con un magnitudine apparente di 3,24, mentre la magnitudine assoluta è di
-1,48 . La compagna della principale ha un periodo orbitale di 17,1243 giorni e una magnitudine apparente di
5,0. Le sue componenti si trovano troppo vicine per essere risolte mediante il telescopio, ma la sua duplicità
viene comunque confermata tramite misurazioni interferometriche. Assumendo che entrambe le componenti
abbiano una temperatura media di 10.800 K, la più brillante delle due stelle ha una luminosità 370 volte
maggiore di quella del Sole con un raggio e una massa più grandi rispettivamente di 5,5 e 3,7 volte rispetto
al Sole. La meno brillante è 90 volte più luminosa del Sole, con un raggio e una massa più grandi di 2,7 e
2,8 volte rispetto alla nostra stella. Questi parametri indicano che mentre la stella principale è una gigante o
una sub gigante, già uscita dalla sequenza principale, la sua compagna è invece a metà del suo cammino
nella sequenza principale. Entrambe le stelle hanno un'età di circa 200 milioni di anni. La distanza media tra
le due stelle è compresa fra 0,24/0,28 u.a., benché l'eccentricità dell'orbita faccia sì che la separazione oscilli
fra 0,10 e 0,39 u.a.. A differenza di molte stelle di classe B, Theta Aquilae presenta una elevata metallicità,
circa il 60% superiore a quella del Sole. Un'altra stella di tredicesima magnitudine e di classe K si trova a
quasi 114 secondi d'arco dalla coppia principale, ma molto probabilmente questa componente non è legata
gravitazionalmente al sistema. Nei pressi della stella, e probabilmente associata ad essa, vi è anche
la nebulosa a riflessione vdB 129.
39
Tseen Foo
40
Dati Fisici
TSEEN FOO
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
B9.5III / B9.5 V
Distanza dal Sole
287 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 11m 18,28s
Declinazione
-00° 49′ 07,26″
DATI FISICI
Raggio Medio
5,5 / 2,7 Raggi Solari
Massa
3,7 / 2,8 Masse Solari
Temperatura Superficiale
10.800 K
Velocità di Rotazione
63 km/s
Luminosità
370 / 90 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,14
Età Stimata
200 milioni di anni
Periodo di Rotazione
17,12 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,47 / 5
Magnitudine Assoluta
-1,48
Velocità Radiale
-27,3 km/s
AR:35,48 mas/anno – Dec: 6,05 mas/anno
Moto Proprio
41
Denebokab
Origine del Nome
Delta Aquilae, δ Aquilae, δ Aql, è una stella della costellazione dell'Aquila. Esa è anche conosciuta con il
nome
tradizionale
di Denebokab,Deneb
Okab dall'arabo ar, ḏanab
al-ʿuqāb,
la
coda
dell'aquila , Song e Sung in mandarino 宋朝, Sung, designante la dinastia Song. Fino all'inizio del XIX
secolo era ritenuta parte della costellazione di Antinoo, oggi considerata obsoleta, situata a sud dell'Aquila.
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 3,4, 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. Delta Aquilae è
un sistema stellare triplo situato ad una distanza di 50,1 anni luce dalla Terra. Si tratta di una stella
subgigante gialla diclasse F0 IV temperatura effettiva 7610 K di magnitudine apparente 3,36; possiede
un raggio 1,5 volte quello solare, una massa 1,65 volte superiore ed una luminosità 8,9 volte maggiore
di quella della nostra stella, mentre la sua radiazione è 1,5 volte più grande di quella solare. Delta Aquilae è
anche variabile del tipo δ Scuti, con un unico periodo misurato di 1,05 gironi e una variazione di magnitudine
di solo 0,003. Delta Aquilae sembra essere una binaria astrometrica, vale a dire che il suo movimento
perturbato può essere dovuto a una vicina compagna. La componente secondaria della binaria, di
magnitudine 10,9, si troverebbe a 0,9 u.a. dalla principale e le orbiterebbe attorno in 3,422 anni. La
componente visibile pare essere anche una binaria spettroscopica, con un periodo orbitale di 3,77 ore. In
una pubblicazione del 2008 di Klaus Fuhrmann e colleghi, Delta Aquilae B viene classificata come una nana
arancione di tipo spettrale K, con una massa 0,65 volte quello del Sole ed un raggio di 0,61 raggi solari.
42
Dati Fisici
DENEBOKAB
Classificazione
Sub Gigante tripla
Classe Spettrale
F0 IV
Distanza dal Sole
50,1 anni luce
Variabile
Delta scuti
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 25m 29,9s
Declinazione
03° 06′ 53,19″
DATI FISICI
Raggio Medio
1,5 Raggi Solari
Massa
1,65 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.600 K
Velocità di Rotazione
85 km/s
Luminosità
8,2 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,32
Età Stimata
Periodo di Rotazione
22 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,4
Magnitudine Assoluta
2.46
Velocità Radiale
-30,1 km/s
AR:253,07 mas/anno – Dec:80,67 mas/anno
Moto Proprio
43
Alshain
Origine del Nome
Alshain β Aquilae / β Aql / Beta Aquilae è una stella tripla situata nella costellazione dell'Aquila. Il suo nome
deriva dall'arabo ‫ الشاهين‬aš-šāhīn falco pellegrino, forse dall'etimologia popolare del persiano šāhīn tarāzū o
forse šāhīn tara zed; vedi la voce su Tarazed, il nome persiano dell'asterismo costituito dalla stella assieme
ad Altair e Tarazed, ovvero Bilancia , nome che veniva attribuito in origine anche alle altre due stelle.
Nella nomenclatura di Bayer, Alshain deve certamente la lettera β non alla sua luminosità ma al suo
allineamento con Altair e Tarazed. Nell'astronomia cinese Alshain compone con Altair e Tarazed l'asterismo
detto Hegu, che rappresenta un tamburo.
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 3,7, 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. Alshain è
una stella sub gigante gialla classe spettrale G8IV, temperatura effettiva 5100 K, l'ottava stella più brillante
della costellazione, avente una magnitudine apparente di 3,71. Essa si trova approssimativamente 44,7 anni
luce dalla Terra e viene collocata al centesimo posto nella lista delle stelle più vicine. La sua luminosità, circa
6 volte quella solare, eccessiva per una stella di questa classe, indica che nel nucleo è ormai giunta al
termine la fusione dell'idrogeno e un nucleo inerte di elio si è ormai depositato, indice dell'imminente
passaggio della stella alla fase di gigante rossa. Il suo raggio è il triplo di quello solare e la sua massa è di
circa il 30% superiore a quella solare; il suo campo magnetico è leggermente più intenso di quello solare. La
stella mostra anche dei segni di variabilità, con una variazione di luminosità di 0,06 magnitudini da 3,68 a
3,74. Non sembra essere circondata da un disco di polvere, indizio in molti casi dell'esistenza di un sistema
planetario. Alshain è una stella doppia: la sua compagna, β Aquilae B, è una stella nana rossa del tipo
spettrale M3V di magnitudine 11,4 con una luminosità appena 0,025 volte quella solare, che orbita a una
distanza dalla primaria di 175 u.a..
44
45
Dati Fisici
ALSHAIN
Classificazione
Sub Gigante probabile tripla
Classe Spettrale
G8 IVVar / M3 V
Distanza dal Sole
44,7 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 55m 18,8s
Declinazione
06° 24′ 28,56″
DATI FISICI
Raggio Medio
3,3 / ? Raggi Solari
Massa
1,26 / 0,33 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.100 / 3.400 K
Velocità di Rotazione
16 km/s
Luminosità
6 / 0,025 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,855
Età Stimata
8 miliardi di anni circa
Periodo di Rotazione
45 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,71 / 11,4
Magnitudine Assoluta
3,03 / 10,7
Velocità Radiale
-40,3 km/s
Moto Proprio
AR:46,35 mas/anno – Dec:-481,32 mas/anno
46
Bezek o Bazak
Origine del Nome
Eta Aquilae η Aql / η Aquilae è una stella della costellazione dell'Aquila, che in passato faceva parte della
costellazione dell'Antinous. La stella è nota anche coi nomi derivati dall'ebraico Bezek o Bazak, che
significa luminoso.
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 3,87, 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. Si tratta di
una supergigante gialla di tipo spettrale F6Iab classificata come variabile cefeide, la cui luminosità varia tra
la magnitudine 3,5 e 4,4 in un periodo di 7,1766 giorni. Assieme a Delta Cephei, Zeta Geminorum e Beta
Doradus, è una delle cefeidi più facilmente visibili ad occhio nudo: vale a dire che la stella stessa e la sua
variazione di luminosità possono essere facilmente distinti ad occhio nudo. Altre cefeidi come la Stella
Polare sono luminose ma hanno delle variazioni della luminosità estremamente piccole. L'astro si trova a
circa 1200 anni luce da Terra ed è circa 11400 volte più luminosa del Sole, considerando tutte le lunghezze
d'onda che la stella emette, ha un diametro 55 volte quello solare e la sua massa è 9,6 volte superiore.
Giunta nella fase finale della sua esistenza la stella è divenuta instabile, e si producono pulsazioni che fanno
sì che la stella cambi le dimensioni e la temperatura, variando anche il tipo spettrale da F6.5 a G2 ad ogni
ciclo.
47
Dati Fisici
BEZEK o BAZAK
Classificazione
Super Gigante Gialla
Classe Spettrale
F6 Iab
Distanza dal Sole
1.240 anni luce
Variabile
cefeide
COORDINATE
19h 52m 28,4s
Ascensione Retta
01° 00′ 20″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
54,9 Raggi Solari
Massa
9,3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.650 K
Velocità di Rotazione
18 km/s
Luminosità
11.474 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,48
Età Stimata
26,6 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,39
Magnitudine Assoluta
-3,69
Velocità Radiale
-14,8km/s
AR:6,91 mas/anno – Dec:-8,21 mas/anno
Moto Proprio
48
Andromeda
Alpheratz
Origine del Nome
Alpheratz, α
And,
α
Andromedae,
Alpha
Andromedae
è
la stella più
luminosa
della costellazione di Andromeda, posta immediatamente a nord-ovest di Pegaso. Poiché la stella è
connessa a Pegaso, è conosciuta anche come Delta Pegasi δ Peg / δ Pegasi, sebbene questo nome sia
raramente usato. È situata a 97 anni luce dalla Terra, e anche se appare ad occhio nudo come una stella
singola, con una magnitudine apparente apri a 2,06, in realtà è un sistema binario composto da due stelle in
orbita stretta tra loro. La composizione chimica della più brillante delle due stelle è inusuale, in quanto è
una stella
al
mercurio/manganese la
cui
atmosfera
contiene
livelli
inusualmente
elevati
di
mercurio, manganese e altri elementi, tra cui il gallio e lo xeno. È la stella al mercurio-manganese più nota.
Alpheratz è conosciuta anche come Sirrah o Sirah. I nomi Alpheratz e Sirrah derivano entrambi
dall'arabo ‫ ال فرس سرة‬Surrat al-Faras l'ombelico del destriero. Il riferimento al cavallo riflette il
posizionamento storico della stella nella costellazione di Pegaso. Un altro termine per questa stella utilizzato
dagli astronomi medioevali arabi era: ‫ المس لس لة المراةراس‬Ras al-mar'a al-musalsala il padrone della donna in
catene, che in quel caso era Andromeda. Nello zodiaco lunare indù, questa stella, insieme con le altre stelle
del Grande Quadrato di Pegaso α, β, e γ Pegasi, rappresenta le Nakshatra Purva Bhadrapada e Uttara
Bhadrapada. In cinese, 壁 宿 BI su, cioè muro, si riferisce ad un asterismo composto da α Andromedae e γ
Pegasi. Di conseguenza, α Andromedae stesso è conosciuto come 壁 宿 二 BI Sù Er, la seconda stella del
muro. E 'noto anche come una delle Tre Guide che segnano il primo meridiano dei cieli; le altre due
sono Beta Cassiopeiae e Gamma Pegasi.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale, sebbene sia visibile da tutti gli osservatori posti a nord di 60° S. La sua
magnitudine pari a 2,1 le permette di essere facilmente individuata anche da centri urbani di dimensioni
medie. 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. L'astronomo statunitense Vesto Slipher negli anni 1902-1904 fece una serie di misure e
scoprì che la velocità radiale di α Andromedae variava periodicamente. Egli concluse che si trattava di
un sistema binario Binaria spettroscopica con un periodo di circa 100 giorni. Un'orbita preliminare è stata
pubblicata da Hans Ludendorff nel 1907, e un'orbita più precisa fu successivamente pubblicata da Robert
Baker Orazio. La componente più debole del sistema è stata risolta interferometricamente nel 1988 da
Xiaopei Pan et al. grazie a osservazioni effettuate dall'Osservatorio di Monte Wilson. A causa della
differenza di luminosità tra le due stelle, le sue linee spettrali sono state osservate solo all'inizio degli anni
90, nelle osservazioni fatte da Jocelyn Tomkin, Xiaopei Pan, e James K. McCarthy tra il 1991 e 1994. Le due
stelle sono ormai note per orbitare una attorno all'altra con un periodo di 96,7 giorni. La principale, più
brillante, è di tipo spettrale B8IVpMnHg, ha una massa circa 3,6 quella del Sole, una temperatura
superficiale di circa 13800 K, e una luminosità bolometrica di circa 200 volte quella del Sole. La secondaria,
ha una massa di circa 1,8 masse solari e una temperatura superficiale di circa 8500 K, ed è 10 volte più
49
luminosa del Sole. Si tratta di una stella, la secondaria, di tipo spettrale A3V. La maggiore delle due stelle di
cui è formata Alpheratz è la più brillante conosciuta di uno strano gruppo di stelle note come stelle al
mercurio-manganese. Mostra irregolarmente alta presenza di mercurio, gallio, manganese e europio nella
sua atmosfera, e un'insolita bassa presenza di altri elementi. Si crede che queste anomalie siano il risultato
della separazione degli elementi, dovuta all'attrazione interna della gravità della stella che li spinge verso
l'interno, e alla pressione di radiazione che li spinge verso l'esterno. α Andromedae fu indicata
come variabile all'inizio del XX secolo, ma osservazioni effettuate tra il 1990 e il 1994 indicavano che la sua
luminosità era costante. Tuttavia, Adelman et al. tra il 1993 e il 1999 scoprirono che la linee del mercurio nel
suo spettro variava, e suggerirono che questo elemento si concentrava soprattutto all'equatore. La stella è
così stata catalogata come variabile Alfa2 Canum Venaticorum, con una variazione di 0,04 magnitudini in un
periodo di 23,2 ore. Il sistema binario ha una compagna ottica, scoperta da William Herschel il 21
luglio 1781 Designata come ADS 94 B nel Aitken Double Star Catalogue, si tratta di una stella di tipo G con
una magnitudine apparente di circa 10,8. Anche se in cielo sembra vicina alle altre due stelle, si trova solo
sulla linea di vista e non è legata gravitazionalmente ad esse.
Alpheratz
50
Dati Fisici
ALPHERATZ
Classificazione
Binaria Spettroscopica
Classe Spettrale
B8 IV mnp / A3 V
Distanza dal Sole
97 anni luce
Variabile
Alfa cani da caccia CVn
COORDINATE
00h 08m 23,3s
Ascensione Retta
29° 05′ 26″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,7 / 1,65 Raggi Solari
Massa
3,6 / 1,78 Masse Solari
Temperatura Superficiale
13.800 / 8.500 K
Velocità di Rotazione
56 km/s
Luminosità
240 / 13 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,11
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,60
Magnitudine Assoluta
-0,19
Velocità Radiale
Moto Proprio
-11,7 km/s
AR:137,46 mas/anno – Dec:-163,44 mas/anno
51
Mirach
Origine delk Nome
Mirach, β And,
seconda
per
β Andromedae,
luminosità
Beta Andromedae è una stella nella costellazione di Andromeda, la
dopo Alpheratz.
Il
nome
Mirach,
così
come
i
suoi
derivati Merach, Mirac, Mirak e Mirar, provengono dall'arabo ‫ المراق‬al-maraqq, che significa la schiena.
Nell'astronomia araba veniva descritta anche come il lato destro di Andromeda
e chiamata Al Janb al
Musalsalah, il lato delle donne incatenate.
Osservazioni
β Andromedae è posizionata a nord-est del Quadrato di Pegaso, ed è una stella situata nell'emisfero
celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì che questa stella sia osservabile
specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero australe la
sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale, sebbene
sia visibile da tutti gli osservatori posti a nord di 54° S. La sua magnitudine pari a 2,1 le permette di essere
facilmente individuata anche da centri urbani di dimensioni medie. 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 galassia NGC 404,
conosciuta anche come il Fantasma di Mirach, è visibile a 7 arcominuti dalla stella . Mirach ha pure la
particolarità di essere visibile nel cielo notturno tra le due grandi galassie più vicine alla Terra, quella
di Andromeda e quella del Triangolo. Mirach è una gigante rossa di classe M0. Ha una massa 3-4 volte
quella del Sole ed un raggio ben 90 volte superiore. Con una temperatura superficiale di soli 3800 K, non è
lontana dal concludere la propria esistenza come nana bianca. La sua luminosità varia da magnitudine 2,01
a 2,10 ed è pertanto classificata come sospetta variabile semiregolare. Mirach ha una debole compagna di
magnitudine 14 separata di almeno 1700 u.a., oltre 40 volte la distanza media tra il Sole e Plutone. Vista dai
dintorni della compagna, Mirach apparirebbe più luminosa di 120 lune piene.
52
Mirach
53
Dati Fisici
MIRACH
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M0III
Distanza dal Sole
200 anni luce
Variabile
semiregolare
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 09m 43,92s
Declinazione
35° 37′ 14,01″
DATI FISICI
Raggio Medio
90 Raggi Solari
Massa
4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.800 K
Velocità di Rotazione
7,2 km/s
Luminosità
1.900 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,57
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
Da 2,01 a 2,10
Magnitudine Assoluta
-1,9
Velocità Radiale
Moto Proprio
0,4 km/s
AR:175,59 mas/anno – Dec: -112,23 mas/anno
54
Almach
Origine del Nome
Gamma Andromedae, γ And, γ Andromedae è un sistema stellare costituito da quattro stelle situate
nella costellazione di Andromeda.
È
tradizionalmente
chiamata
anche Almach
scritto
anche Almaach, Almaack, Almak, Alamak; in cinese è nota anche come 天大將軍一la Prima Stella del
Grande Generale del Paradiso. Osservata con un piccolo telescopio, γ Andromedae può essere
facilmente risolta in due componenti, offrendo uno spettacolo eccezionale per chi è alle prime armi con le
osservazioni astronomiche.
Osservazioni
La stella principale, Alamak A γ1, è una gigante arancione luminosa classe spettrale K3 IIb di
magnitudine 2,13. Si tratta di una stella con un enorme diametro, circa 80 volte quello solare, e con una
luminosità 2000 volte superiore a quella del Sole. La compagna γ2, con una magnitudine di 4,84, dista
9,6 secondi d'arco dalla componente maggiore, ad un angolo di posizione di 63 gradi. γ2 a sua volta viene
risolta in altre due componenti dai telescopi più grandi. Le due componenti sono una stella bianco-azzurra di
sequenza principale tipo spettrale B8, magnitudine 5,1, Alamak B, ed una stella di classe spettrale A0
magnitudine 6,3, Alamak C; le due stelle orbitano l'una attorno all'altra in un periodo di 64 anni, ad una
distanzia media di 33 u.a.. La stella più brillante del sistema di γ 2, cioè Alamak B, è ancora divisibile in altre
due componenti: si tratta di una binaria spettroscopica, con un periodo di 2,67 giorni, entrambe queste stelle
sono di classe B9.5V. Dunque Alamak è in realtà un sistema quadruplo.
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Dati Fisici
ALMACH
Classificazione
Sistema Multiplo
Classe Spettrale
K3 IIb / B9.5 V / A0 V
Distanza dal Sole
355 anni luce
Variabile
irregolare
COORDINATE
02h 03m 54,0s
Ascensione Retta
42° 19′ 47″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
73,5 Raggi Solari
Massa
10 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.500 / 12.000 / 10.000 K
Velocità di Rotazione
14 / 70 km/s
Luminosità
2.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,37 / 0,03
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,10 / 5,10 / 6,30
Magnitudine Assoluta
-3,09 / -0,10 / 1,10
Velocità Radiale
-12 km/s
AR:43,08 mas/anno – Dec:-50,85 mas/anno
Moto Proprio
56
Sadiradra
Origine del Nome
Delta
Andromedae, δ
E,
δ
Andromedae
è
una
stella
multipla
nella
parte
settentrionale
della costellazione di Andromeda . Sulla base di parallasse misurazioni, si trova ad una distanza di circa
105,5 anni luce 32,3 parsec dalla Terra . A parte la sua denominazione Bayer , è stata anche data il titolo
Delta da Elijah H. Burritt nel suo atlante stellare . In cinese , 奎宿 kui Sù , significato Legs, asterismo , si
riferisce ad un asterismo composto Andromedae δ, η Andromedae , 65 Piscium , ζ Andromedae , ι
Piscium , ε Andromedae , Andromedae π , ν Andromedae , μ Andromedae , Andromedae β , σ Piscium , τ
Piscium , 91 Piscium ,υ Piscium , φ Piscium , χ Piscium e ψ ¹ Piscium . Di conseguenza, δ Andromedae si è
conosciuta come 奎宿五 kui Su Wǔ , inglese:. della Quinta Stella di Legs.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. 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
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. Delta Andromedae è una binaria spettroscopica a lungo periodo; la stella principale è
una gigante arancione di classe K0III con una massa 1,65 quella del Sole ma un raggio molto più grande, 14
volte superiore a quello solare. La compagna le orbita attorno in circa 58 anni, ad una distanza media di
19 u.a.. Delta Andromedae ha anche due compagne visuali separate rispettivamente di 31 e 38 secondi
d'arco. La più vicina, di magnitudine 12,4, potrebbe essere legata gravitazionalmente al sistema, e si
tratterebbe di una debole nana rossa di classe M3 distante 900 u.a. dalla principale. L'altra compagna è
invece sono una compagna ottica e non ha alcun legame fisico con le altre componenti. Un eccesso
di radiazione infrarossa rilevata nella luce della stella indica la presenza di un disco circumstellare che le
orbita attorno. Nel 2003 è stato determinato che si tratta più precisamente di una cintura asteroidale.
La magnitudine assoluta del sistema è di 0,82 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella si sta
avvicinando al sistema solare.
57
58
Dati Fisici
SADIRADRA
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 III C
Distanza dal Sole
101 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
00h 39m 19,68s
Declinazione
30° 51′ 39,69″
DATI FISICI
Raggio Medio
13,8 Raggi Solari
Massa
1,65 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.400 K
Velocità di Rotazione
6,5 km/s
Luminosità
68 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,26
Età Stimata
3,2 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
40 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,28
Magnitudine Assoluta
0,82
Velocità Radiale
Moto Proprio
-9,88 km/s
AR:114,45 mas/anno – Dec:-84,02 mas/anno
59
Auriga
Capella
Origine del Nome
Il nome Capella in latino ha il significato di capretta. Questo nome è stato dato a Capella almeno a partire dai
tempi dei poeti romani Marco Manilio, Ovidio e Plinio il Vecchio. Anche Claudio Tolomeo, nel libro VII
designa
dell'Almagesto,
la
stella
come
αίξ aiks,
cioè capra in greco;
cfr.
il
termine greco
moderno Αίγα Aiga capra. In tempi medioevali veniva chiamata anche con il nome di Alhajoth scritto anche
come Alhaior, Althaiot, Alhaiset, Alhatod, Alhojet,Alanac, Alanat, Alioc), che può essere una corruzione del
suo nome arabo ‫ العيوق‬al-cayyūq.; questo nome non ha alcun significato definito in arabo, ma potrebbe essere
a sua volta una arabizzazione del termine greco αίξ, capra. Un altro nome arabo è Al Rākib, che significa il
Conducente. Probabilmente questo nome è stato attribuito a Capella per la sua posizione molto
settentrionale nel cielo che la fa apparire sopra le altre stelle luminose, quasi le sorvegliasse. Un ulteriore
nome arabo è Al Hadi, il cantante che incita le truppe cammellate, identificate con le Pleiadi. Infatti
nell'antica Arabia le Pleiadi sorgevano quasi contemporaneamente a Capella, come ora accade per gli
osservatori posti a 40° N. Nella astronomia cinese tradizionale, Capella faceva parte di un asterismo
chiamato 五車 cinese semplificato: 五车 , Wŭ chē, che significa i cinque cocchi. Tale costellazione era
formata, oltre che da Capella, da β, ι, θ Aurigae, nonché da β Tauri. Poiché Capella era la seconda stella
dell'asterismo, era chiamata 五車二, cinese semplificato: 五车二 , Wŭ chē èr, che significa secondo dei
cinque cocchi.. La relazione fra il cocchio cinese e l'Auriga occidentale è singolare, ma forse casuale perché
probabilmente
il nome
cinese
fa
riferimento
al
chiamata Colca in quechua e Hoku-lei in hawaiiano,
cocchio
che
dei Cinque Imperatori.
Capella
significa stella-ghirlanda.
viene
Presso
i beduini del Negev e delSinai Capella è nominata al-‘Ayyūq ath-Thurayyā, cioè Capella delle Pleiadi, dato il
ruolo da essa giocato nell'individuazione di questo ammasso di stelle, posto nella vicina costellazione
del Toro.
Osservazioni
Capella appare come un astro di colore giallo oro, facilmente individuabile nella parte nord-occidentale della
costellazione dell'Auriga a causa della sua grande luminosità: ha infatti una magnitudine apparente di 0,08.
La stella rappresenta la spalla sinistra dell'auriga, il cocchiere, o, a seconda delle tradizioni, la capra portata
in spalla dall'auriga stesso. Capella si trova poco a nord del triangolo isoscele formato dalle tre deboli stelle
ε, ζ e η Aurigae che formano l'asterismo conosciuto come il naso dell'Auriga o, nei paesi anglosassoni, the
three kids, i tre capretti. Capella ha una declinazione pari a 46°N, che la rende la stella di prima magnitudine
più vicina al polo nord celeste Polaris, l'attuale stella polare, ha invece una magnitudine di 2,0. Di
conseguenza Capella presenta la maggiore osservabilità dalle regioni dell'emisfero boreale, ove
diventa circumpolare a nord del 44º parallelo: a causa di ciò nei Paesi del Nord Europa, in tutta la Germania,
in quasi tutta la Francia, nell'Italia settentrionale, nella maggior parte del Canada, nella parte settentrionale
degli Stati Uniti e in buona parte della Russia essa non tramonta mai; durante l'inverno boreale appare
altissima nel cielo alle latitudini temperate. Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi
compresi fra la fine di ottobre e aprile. Nell'emisfero australe invece le possibilità di osservazione di Capella
sono più ridotte: la stella infatti è invisibile a sud del 44°S, ovvero nelle regioni più meridionali
di Argentina, Cile e Nuova Zelanda. È però ben visibile in tutto il continente africano, in tutta l'Asia e in tutta
l'Australia, sebbene nelle regioni meridionali dell'Africa e in Australia appaia bassa in direzione dell'orizzonte
60
nord e sia visibile solo per pochi mesi all'anno in coincidenza dell'estate australe. Capella è la sesta stella più
luminosa del cielo dopo Sirio, Canopo, α Centauri, Arturo e Vega. In particolare, è appena meno luminosa di
Arturo che ha magnitudine −0,04 e di Vega che ha magnitudine 0,03; inoltre, Arturo, Vega e Capella sono le
tre stelle più luminose dell'emisfero celeste boreale.
Caratteristiche e approfondimenti
Capella è un sistema stellare composto da una coppia di binarie, per un totale di quattro componenti: la
prima coppia è costituita da due stelle giganti gialle di classe spettrale G, mentre la seconda è formata da
due stelle rosse di sequenza principale di classe spettrale M. Le due binarie sono relativamente strette,
mentre la distanza che separa una binaria dall'altra è di circa 10 000 u.a., 1,5 × 1012 km, ossia 0,15 anni
luce. La coppia di giganti è di gran lunga l'elemento predominante del sistema, contribuendo per circa il
99,99% alla radiazione emessa. Le due giganti vengono contrassegnate dalle lettere A e B a volte con Aa e
Ab e sono state fatte oggetto di intenso studio, mentre le due stelle rosse sono designate con le lettere C e
D talvolta Ha e Hb. Nonostante l'elevata luminosità apparente e il gran numero di osservazioni di cui è stato
oggetto il sistema, vi sono ancora importanti incertezze riguardo molte caratteristiche della coppia A-B. Due
fattori in particolare costituiscono un elemento di difficoltà: in primo luogo la vicinanza tra le due componenti;
quindi l'elevata velocità di rotazione della componente B, che determina un allargamento delle righe
spettrali della stella rendendo particolarmente difficile il calcolo della sua velocità radiale e di conseguenza la
precisa determinazione dell'orbita che essa percorre. Le difficoltà nel calcolo dell'orbita si traducono poi in
una difficoltà nel calcolo delle masse delle due componenti principali e di altri parametri. Tuttavia proprio
l'intensità delle osservazioni di cui Capella è stata fatta oggetto ha permesso di ottenere diversi risultati
interessanti, che rendono meno sommaria la conoscenza di questo sistema. La natura binaria di Capella AB
è
stata
riconosciuta
fra
la
fine
dell'Ottocento
e
l'inizio
del
Novecento
sulla
base
di
osservazioni spettrografiche; si cercò subito di risolvere visualmente la coppia ma senza successo. La prima
risoluzione certa della coppia risale al 1919, circa vent'anni dopo la scoperta della duplicità di Capella; essa
è stata compiuta mediante il complesso di interferometri dell'Osservatorio di Monte Wilson. Fu necessario
attendere gli anni settanta del XX secolo perché Capella venisse nuovamente osservata con sistematicità al
fine di risolvere la coppia AB. Le osservazioni astrometriche finora più precise sono però quelle condotte da
Hummel e colleghi nel 1994, compiute ancora presso l'Osservatorio di Monte Wilson. Infine, la coppia è stata
nuovamente risolta nel 1997 tramite la Faint Object Camera del telescopio spaziale Hubble alle lunghezze
d'onda dell'ultravioletto 130−300 nm. Per quanto riguarda lo studio delle velocità radiali di Capella A e B,
bisogna rilevare che su quella della componente A c'è un buon accordo fra i risultati ottenuti da vari gruppi di
studiosi fin dalle prime osservazioni di inizio Novecento, mentre sui parametri della componente B è
presente ancora molta incertezza. Per parecchie decadi le misure più influenti della velocità radiale delle due
componenti sono state quelle di Struve e Kilby 1953 e di Wright 1954. Misurazioni di gran lunga più precise
sono quelle compiute nel 1993 da Barlow e colleghi, superate in accuratezza da quelle pubblicate
nel2009 da Torres e colleghi. Infine, nel 2011 sono state pubblicate le osservazioni compiute da Weber e
Strassmeier presso l'Osservatorio del Teide, situato nell'isola di Tenerife, che hanno un margine di errore di
circa la metà di quelle di Torres e colleghi 2009 e che quindi rappresentano un nuovo passo in avanti nella
conoscenza del sistema. Torres e colleghi 2009 forniscono una soluzione dell'orbita di Capella basata sia su
osservazioni proprie sia su osservazioni precedenti, specialmente quelle di Hummel e colleghi 1994, e
anche su altri lavori, tra cui quelli incentrati sulle velocità radiali di Newall 1900, Campbell 1901, Struve e
Kilby 1953, Beaver e Eitter 1986, Shcherbakov e colleghi 1990 e le rilevazioni astrometriche di Merrill 1922,
Kulgarin 1970 Blazit e colleghi 1977, Koechlin e colleghi 1979, Baldwin e colleghi 1996, Young e Dupree
61
2002, Kraus e colleghi 2004, nonché le misurazioni del satellite Hipparcos. A tutte le osservazioni è stato
dato un peso direttamente proporzionale a quello della loro precisione. Sulla base di tutti questi dati il gruppo
di Torres ha dedotto che le due componenti di Capella AB compiono un'orbita intorno al comune centro di
massa in 104,02173
giorni; l'orbita,inclinata rispetto alla nostra visuale di 137,212°, è priva o quasi
di eccentricità. Il semiasse maggiore appare essere di 56,408 mas., che alla distanza di 42,5 anni luce,
corrispondono a 110,06 milioni di km, che equivalgono a 0,7357 u.a.; l'ascensione retta del nodo
ascendente è invece di 40,421°. Hummel e colleghi 1994 avevano calcolato che Capella A avesse una
massa di 2,69 e Capella B una massa di 2,56 . Poiché nelle stime più recenti la differenza fra le velocità
radiali delle due componenti risulta inferiore a quella misurata in precedenza, la differenza fra i valori delle
masse delle due componenti viene ritenuta minore di quella computata da Hummel e colleghi 1994. Torres e
colleghi 2009 ipotizzano che Capella A abbia infatti una massa di 2,466 e Capella B una massa di 2,443 ; la
secondaria avrebbe quindi il 99% della massa della primaria. Weber & Strassmeier 2011 invece riportano un
valore di 2,573 per la primaria e di 2,488 per la secondaria, stimando un rapporto fra le due grandezze
di 0,9673
immagine delle componenti A e B di Capella risolte dal COAST. Per gentile concessione del Mullard
Radio Astronomy Observatory..
Luminosità
Un altro dei maggiori problemi nello studio del sistema Capella AB è rappresentato dalle luminosità delle due
componenti, che deriva dalla difficoltà di discernere con precisione le linee spettrali di Capella B. Newall
1900 ha affermato che probabilmente le due componenti non differiscono molto per quanto riguarda la loro
luminosità, mentre Campbell 1901, ha sostenuto che nella porzione visibile dello spettro la componente
solare Capella A è probabilmente almeno una magnitudine più luminosa delle due. Per molto tempo, la
misura più influente della luminosità relativa fra le due componenti è stata quella di Wright 1954, il quale ha
sostenuto che Capella A è 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B. Tuttavia Griffin e Griffin 1986 hanno
dimostrato che le misurazioni di Wright 1954 erano inficiate da errori determinati dall'allargamento delle righe
spettrali di Capella B dovute alla sua alta velocità di rotazione. Una volta preso in considerazione questo
fattore, Capella B risulta nel visibile 0,15 magnitudini più luminosa di Capella A; questo risultato è stato
sostanzialmente confermato da Barlow e colleghi 1993 che hanno stimato che Capella A avesse
magnitudine apparente 0,27 e Capella B 0,14. Ulteriore supporto a questa tesi è arrivato dal lavoro di Torres
62
e colleghi 2009, che hanno riscontrato una differenza di 0,13 magnitudini fra la luminosità di Capella B e
quella di Capella A. In particolare, essi stimano la magnitudine apparente di Capella B in 0,186 e quella di
Capella A in 0,315. Capella A presenta una temperatura superficiale inferiore a quella di Capella B, di
conseguenza la prima emette più radiazione nelle bande dell'infrarosso, mentre la seconda emette
maggiormente nelle bande del visibile e dell'ultravioletto; in particolare, nelle lunghezza d'onda inferiori a 700
nm Capella B risulta più luminosa, mentre il contrario avviene nelle lunghezze d'onda superiori a 700 nm. Se
invece viene presa in considerazione la radiazione totale emessa dalle due componenti, allora Capella A
risulta più luminosa di Capella B. Torres e colleghi 2009 hanno stimato che la luminosità totale bolometrica
di Capella A è 74,2, mentre quella di Capella B è 71,5. Questo dato, assieme alla maggiore massa di
Capella A rispetto a Capella B, giustifica l'appellativo di primaria che le viene dato, sebbene nel visibile
Capella B sia più luminosa. Con una luminosità complessiva di quasi 150, Capella è il secondo oggetto più
luminoso entro una distanza di 50 anni luce dal Sole, dopo Arturo: sono infatti gli unici due oggetti entro
questa distanza ad avere magnitudine assoluta negativa.
Diametri
Capella A e B sono oggetti abbastanza grandi e vicini da rendere possibile una misura diretta dei
loro diametri angolari mediante tecniche interferometriche. La prima misura dei diametri delle due
componenti si deve a Blazit e colleghi 1977, che hanno ottenuto un valore di 5,2 mas per il diametro di
Capella A e di 4,0 mas per il diametro di Capella B. Tuttavia queste misure sono viziate dal presupposto,
derivato da Wright 1954, che Capella A fosse 0,25 magnitudini più luminosa di Capella B. Corretto questo
errore, sfruttando il fenomeno dell'oscuramento al bordo, di Benedetto e Bonneau 1991 hanno invece
ottenuto un valore di 9,6 mas per la primaria e di 6,28 mas per la secondaria. I valori misurati da Hummel e
colleghi 1994, sempre dopo la medesima correzione, sono abbastanza comparabili: 8,5 mas per la primaria
e 6,4 mas per la secondaria. Infine, i diametri angolari sono stati misurati anche da Kraus e colleghi 2004,
che però hanno deciso di non applicare alcuna correzione: 8,9
mas e 5,8
mas sono i valori ottenuti.
Applicando correzioni uniformi a questi risultati e facendo la media fra loro si ottiene 8,47
mas per la
primaria e 6,24 mas per la secondaria. Alla distanza di 42,5 anni luce, queste misurazioni corrispondono a
un raggio di 11,87 per Capella A e di 8,75 per Capella B; questi valori rappresentano rispettivamente il
7,5% e il 5,5% della distanza fra le due componenti, che quindi sono ben separate l'una dall'altra e infatti
esse non si eclissano a vicenda.
Confronto fra le dimensioni delle quattro componenti di Capella e il Sole.
63
Il cielo visto dal baricentro del sistema di Capella, nei pressi della coppia AB. Il Sole, evidenziato
dalla freccine rosse, apparirebbe come una stellina di sesta magnitudine, nei pressi della coda dello
Scorpione.
Fotografia di Capella.
64
65
Dati Fisici
CAPELLA
Classificazione
Stella Multipla
Classe Spettrale
Combinata G5 IIIe+
Distanza dal Sole
42,5 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 16m 41,36s
Declinazione
45° 59′ 52,77″
DATI FISICI
Raggio Medio
A11,87 / B8,75 / C0,54 / D0,35 Raggi Solari
Massa
A2,57 / B2,49 / C0,53 / D0,2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
A 4.900 / B 5,700 / C 3.700 / D ? K
Velocità di Rotazione
A 8,5 / B 32,7 km/s
Luminosità
A 74 / B 72 / Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
A 0,93 / B 0;69 / C 1,5
Età Stimata
540 / 590 milioni di anni
Periodo di Rotazione
A 104 / B 8,64 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
Combinata 0,08
Magnitudine Assoluta
Combinata -0,49
Velocità Radiale
Moto Proprio
30,2 km/s
AR:75,52 mas/anno – Dec:-427,11 mas/anno
66
Menkalinan
Origine del Nome
Menkalinan, β Aur, β Aurigae, Beta Aurigae è un sistema stellare triplo situato nella costellazione dell'Auriga,
distante 81 anni luce dal sistema solare. Menkalinan è inoltre un membro dell'Associazione dell'Orsa
Maggiore. Il nome Menkalinan, a volte scritto Menkarlina, deriva dalla contrazione del termine arabo ‫ذي منكب‬
‫ ال ع نان‬mankib ðī-l-‘inān spalla del cocchiere. Era conosciuta come 五車三 la terza stella delle cinque
carrozze dagli astronomi della Cina feudale.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò
comporta
che
la
stella
sia
osservabile
prevalentemente
dall'emisfero
nord,
dove
si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 1,9 fa sì che
possa essere scorta anche con un cielo affetto da inquinamento luminoso. Il periodo migliore per la sua
osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine ottobre e aprile; nell'emisfero nord è visibile
anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può
essere osservata limitatamente durante i mesi dell'estate australe. Menkalinan è un sistema stellare triplo,
nonostante ad occhio nudo appaia come una stella singola. Le due componenti più brillanti, Beta Aurigae A
e B, sono sub giganti bianche, classificate come stelle di classe A. Beta Aurigae B ha quasi la stessa massa
e raggio della stella A. La terza stella, Beta Aurigae C, è una nana rossa di magnitudine 14 invisibile ad
occhio nudo; questa dista circa 330 u.a. dalla coppia principale AB. Le due stelle principali di Beta Aurigae
costituiscono un sistema binario spettroscopico ad eclisse, la cui magnitudine apparente combinata varia
con un periodo di 3,96 giorni tra 1,89 e 1,98. Quindi, dalla prospettiva della Terra, ogni 47.5 ore una delle
due stelle eclissa parzialmente la sua compagna.
67
Dati Fisici
MENKALINAN
Classificazione
Stella tripla
Classe Spettrale
A1 IV / A1 IV / M V
Distanza dal Sole
81 anni luce
Variabile
Binaria a eclisse
COORDINATE
05h 59m 31,7s
Ascensione Retta
44° 56′ 51″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,87 / 2,37 / ? Raggi Solari
Massa
2,39 / 2,33 / ? Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.050 / 9.000 / ? K
Velocità di Rotazione
33 km/s
Luminosità
52 / 45 / ? Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,03
Età Stimata
500 milioni di anni
Periodo di Variabilità
3,96 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
Combinata 1,90
Magnitudine Assoluta
Combinata -0,11
Velocità Radiale
-18,2 km/s
AR:-56,41 mas/anno – Dec:-0,88 mas/anno
Moto Proprio
68
Mahasim
Origine del Nome
Theta Aurigae, θ Aur, θ Aurigae è una stella binaria nella costellazione Auriga . Nomi propri usato raramente
per questa stella includono Bogardus e Mahasim , questi ultimi dal araba ‫ المع صم‬al-mi c sam, polso del
cocchiere, che è stato anche utilizzato per Eta Aurigae . E 'noto come五车四 la quarta stella dei cinque carri
in cinese. Sulla base di parallasse misurazioni, la distanza da questa stella si trova a circa 166 anni
luce 51 parsec .
Osservazioni
Theta
Aurigae θ
Aur
/
θ
Aurigae
è
una stella
binaria di magnitudine 2,62
situata
nella costellazione dell'Auriga. Dista 173 anni luce dal sistema solare. Si tratta di una stella situata
nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì che questa stella sia
osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata;
dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua
fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 2,6 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 ottobre e aprile; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie alla
declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i
mesi dell'estate australe. La stella principale è una stella bianca peculiare di tipo spettrale A0, la sua massa
è 3,5 volte quella solare, mentre il raggio è 5 volte superiore. E' anche classificata come variabile Alfa2
Canum Venaticorum, la sua magnitudine apparente varia da 2,62 a 2,70 in un periodo di 3,62 giorni, inoltre
ruota velocemente su se stessa tanto da completare una rotazione in soli 3,66 giorni, contro i 25 giorni del
Sole. La secondaria, Theta Aurigae B, è invece una stella gialla di sequenza principale, separata
visualmente di 3,5 secondi d'arco, nella realtà dista 185 u.a.. da A ed impiega almeno 1200 anni a
completare una rivoluzione attorno alla principale. La sua massa è equiparabile a quella solare Una terza
stella, di undicesima magnitudine distante 49", è solo una doppia ottica e non è legata gravitazionalmente al
sistema. La magnitudine assoluta del sistema è di -1,01 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella
si sta allontanando dal sistema solare.
69
. Dati Fisici
MAHASIM
Classificazione
Binaria
Classe Spettrale
A0p Sì / G2 V
Distanza dal Sole
173 anniluce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 59m 43,27s
Declinazione
37° 12′ 45,31″
DATI FISICI
Raggio Medio
5,1 / ? Raggi Solari
Massa
3,44 / 1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
10.400 / ? K
Velocità di Rotazione
55 km/s
Luminosità
263 / ? Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,09
Età Stimata
Periodo di Rotazione
3,62 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,62 / 7,2
Magnitudine Assoluta
Congiunta -1,01
Velocità Radiale
29,5 km/s
AR:42,09 mas/anno – Dec:-73,61 mas/anno
Moto Proprio
70
Al Kab o Hassaleh
Origine del Nome
Iota Aurigae, ι Aur, ι Aurigae è una stella nella parte settentrionale della costellazione di Auriga . Ha il nome
tradizionale di Al Kab , l'abbreviazione di Kabdhilinan , dall'arabo ‫ ال ع نان ذي ال كعب‬al-ka c B Dil- c Inan la
caviglia del titolare sfogo auriga. Sotto il nome Alkab , questa stella è un indicatore sulla astrolabio descritto
da Geoffrey Chaucer nel suo Trattato sulla Astrolabe nel 1391. In Antonín Bečvář 's atlante ha il nome
tradizionale Hassaleh . E 'noto come五车一la prima stella dei cinque carri in cinese.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 2,7 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 ottobre e aprile; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie
alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i
mesi dell'estate australe. La stella è una gigante brillante arancione; ha una massa 7 volte quella del Sole, e
con un'età stimata in 40 milioni di anni si trova già nell'ultima parte della sua esistenza. La stella ha
aumentato il diametro fino ad oltre 100 volte quello solare ed è uscita dalla sequenza principalementre sta
convertendo elio in carbonio all'interno del suo nucleo. Terminata questa fase, con una massa leggermente
inferiore a quella necessaria perché una stella esploda in supernova, terminerà la sua vita di stella normale
diventando una nana bianca. Possiede una magnitudine assoluta di -3,29 e la sua velocità radiale positiva
indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare.
71
Dati Fisici
AL KAB
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 IIC
Distanza dal Sole
512 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
04h 56m 59,62s
Declinazione
33° 09′ 57,93″
DATI FISICI
Raggio Medio
106 Raggi Solari
Massa
7,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.390 K
Velocità di Rotazione
8 km/s
Luminosità
5.400 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,53
Età Stimata
40 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,69
Magnitudine Assoluta
-3,29
Velocità Radiale
17,78 km/s
AR:3,63 mas/anno – Dec:-18,54 mas/anno
Moto Proprio
72
Almaaz
Origine del Nome
Epsilon Aurigae, è la denominazione che l'astronomo tedesco Johann Bayer le diede nel suo catalogo
stellare Uranometria del 1603. È conosciuta anche coi nomi di Almaaz, Haldus o Al Anz. Almaaz e Al
Anz derivano dall'arabo
al-mācz capretto, che in latino corrisponde al nome della stella Capella.
In cinese è conosciuta come 柱 zhu, che significa pilastro, e si riferisce ad un asterismo composto da η
Aurigae, υ Aurigae, ν Aurigae, τ Aurigae, χ Aurigae e 26 Aurigae. Di conseguenza, ε Aurigae è di per sé nota
come 柱 一 Zhu Yi, cioè: la prima stella dei pilastri
Osservazioni
Epsilon Aurigae, ε Aur, ε Aurigae è una stella della costellazione dell'Auriga, la quinta stella più luminosa di
questa costellazione. Conosciuta anche con i nomi tradizionali di Almaaz, Haldus, o Al Anz, Epsilon Aurigae
è una nota e insolita binaria ad eclisse, la cui luminosità varia tra la magnitudine 2,92 e 3,83 in un periodo di
9,892 giorni 27,1 anni, mentre l'eclisse dura circa 640-730 giorni. La distanza di ε Aurigae è ancora oggetto
di dibattito, comunque le stime più recenti situano la stella a circa 2000 anni luce dalla Terra. Si tratta di
un sistema binario formato da una supergigante di classe F0 e un compagno formato da un disco opaco di
materia nel cui interno si trova un oggetto sconosciuto, probabilmente una o due stelle di classe B. Epsilon
Aurigae è stata sospettata di essere una variabile fin da quando l'astronomo tedesco Johann Fritsch la
osservò nel 1821. Più tardi osservazioni di Eduard Heis e Friedrich Wilhelm Argelander rafforzarono i
sospetti iniziali e attirarono l'attenzione attorno alla stella. Hans Ludendorff, tuttavia, è stato il primo a
studiarla dettagliatamente e il suo lavoro rivelò che il sistema era una variabile binaria a eclisse. Epsilon
Aurigae è stata oggetto di numerosi dibattiti, in quanto un oggetto delle dimensioni tali da oscurare la
principale dovrebbe emettere più luce di quanto non ne emetta in realtà. A partire dal 2008, la teoria più
comunemente accettata è che il compagno sia una stella bianco-azzurra di classe B, circondata da un disco
di polveri, ipotesi che scarta quelle formulate in precedenza, che speculavano che la secondaria fosse una
stella trasparente o un buco nero. Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; è facilmente
rintracciabile in quanto situata a sud-ovest della brillante Capella, a poca distanza da essa. La sua posizione
è fortemente boreale e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 3,04 fa sì che
possa essere scorta dai piccoli e medi centri urbani, anche se sotto un cielo non fortemente affetto
da inquinamento luminoso. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi
compresi fra fine ottobre e aprile; nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie alla
declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i
mesi dell'estate australe. La stella forma il vertice del triangolo isoscele noto come il naso dell'Auriga, ed è
visibile durante tutta la durata della stagione invernale in tutto l'emisfero boreale, a poca distanza dalla
brillante gigante gialla Capella. Nel mondo anglosassone le stelle ai vertici del triangolo isoscele sono dette i
tre capretti, the three kids.
Storia delle Osservazioni
Nonostante sia ben visibile a occhio nudo, Johann Fritsch fu il primo a notare la variabilità di ε Aurigae nel
1821, quando probabilmente la stella era eclissata dal suo compagno. Tra il 1842 e il 1848 gli astronomi Eis
e Argelander osservarono la stella, che attirò la loro attenzione per un evidente calo di luminosità nel 1847,
73
per poi tornare nel settembre dell'anno seguente alla sua normale brillantezza. Dai dati delle osservazioni
essi si accorsero che la stella non solo mostrava una variabilità a lungo periodo dovuta all'eclisse, ma
mostrava anche piccole variazioni di corto periodo, ipotizzando che questa variabilità fosse dovuta a
un trasferimento di materia da una stella all'altra. Hans Ludendorff fu il primo a compiere studi dettagliati e
nel 1904 pubblicò sulla rivista Astronomische Nachrichten un articolo intitolato Untersuchungen über den
Lichtwechsel von ε Aurigae Studi sul cambiamento di luce di ε Aurigae, dove suggeriva che la stella fosse
una binaria a eclisse di tipo Algol. Su-Shu Huang, nel 1965, concluse che l'oggetto eclissante era un disco
opaco che occultava ciò che era presente all'interno, e nessuna eclisse secondaria era mai stata osservata.
Caratteristiche del Sistema
La vera natura di Epsilon Aurigae è stata da sempre poco compresa. Da tempo è noto che si tratta di
sistema binario a eclisse a lungo periodo del tipo Algol, ma a differenza delle altre stelle della sua classe il
suo periodo è in usualmente lungo, circa 27 anni, ed è la variabile Algol di gran lunga con il periodo più
lungo conosciuto. Si sono suggerite diverse teorie in passato, ad esempio che la secondaria oscura fosse di
grandi dimensioni, ma di bassa densità, e pertanto semi trasparente. Un'altra teoria proposta in passato è
che la compagna fosse un buco nero, ma entrambe queste due teorie non sono più accettate dalla comunità
scientifica, mentre i modelli possibili per questo sistema restano sostanzialmente due: un modello ad alta
massa prevede che la supergigante gialla abbia una massa di circa 15 , e un secondo modello in cui la
principale è meno luminosa e con una massa due o tre volte quella del Sole. Le due componenti sono ad
una distanza di circa 18-20 u.a. l'una dall'altra, e l'inclinazione orbitale in direzione della linea di vista della
Terra di 87 gradi ci fa apparire il sistema visto di taglio.
Componente visibile e invisibile
La componente visibile del sistema è una supergigante gialla di classe spettrale F0II, o come indicano altre
pubblicazioni A8Iab, ed è una delle stelle più luminose nel raggio di 1000 parsec dal Sole. Ha un raggio 135
volte quello solare ed è 47.000 volte più luminosa della nostra stella. Il modello a grande massa è sempre
stato popolare, ed in effetti assumendo una grande distanza la stella ha tutte le apparenze di una vera
supergigante estremamente luminosa. Il problema di questo modello è che presuppone una secondaria
massiccia quanto la principale, e viene suggerito che all'interno del disco oscuro siano presenti più di una
stella, un sistema binario o multiplo. Il modello a bassa massa prevede invece che la principale sia una stella
morente con massa 2-3 volte quella del Sole di tardo stadio evolutivo, che fa parte del ramo asintotico delle
giganti. Questo secondo modello si basa su una stima di distanza e luminosità minore rispetto a quelli
considerati in precedenza. Non è chiaro quale dei due modelli sia quello migliore: Hohle et al. 2010 stimano
una massa compresa fra 1,7 e 19 , con una media di oltre 12 masse solari , il che è compatibile con
entrambi. Anche le misurazioni del satellite Hipparcos sulla parallasse hanno un margine d'errore grande
quanto la stessa parallasse, e collocano la stella ad una distanza compresa da soli 355 a 4167 parsec.
Nonostante i due modelli siano molto diversi fra loro, la grande incertezza sulla distanza di Epsilon Aurigae
non permette di scartarne nessuno. Osservazioni con il telescopio spaziale Spitzer del 2010 propendono per
la seconda ipotesi, cioè di una principale a bassa massa con una singola stella di classe B all'interno di un
vorticoso disco di polveri, il cui raggio viene stimato, da Hoard et al. in circa 4 u.a., facendo così risultare
compatibili gli altri parametri delle componenti del sistema . La componente oscura del sistema emette una
quantità molto trascurabile di luce diffusa e risulta invisibile a occhio nudo. Tuttavia è stata scoperta al centro
dell'oggetto una regione riscaldata. Sono state prospettate tre ipotesi sul motivo di tale invisibilità, che hanno
riscosso l'attenzione da parte della comunità scientifica nel corso degli anni. La prima ipotesi fu suggerita nel
74
1937 da Gerard Kuiper, Otto Struve, e Bengt Strömgren, che suggerirono che la secondaria fosse una stella
grande, ma di bassa densità, e pertanto semi trasparente. Un'altra affascinante teoria proposta è stata che
questo sistema contenga un buco nero. Tuttavia, Su-Shu Huang in un documento del 1965 elencò le
imperfezioni degli studi di Kuiper, Struve e Strömgren, suggerendo che l'oggetto eclissante fosse un disco
oscuro di grandi dimensioni. Nel 1971 Robert Wilson propose l'esistenza di un'apertura centrale nel disco,
per spiegare l'aumento di luminosità circa a metà dell'eclissi. Nel 2005 il sistema fu osservato
nell'ultravioletto dal Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer, FUSE, non fu rilevata nessuna sorgente a raggi
X, tipica di stelle di neutroni o buchi neri, di conseguenza la presenza di tali oggetti fu scartata, mentre fu
proposta una nuova teoria, che prevede che al centro del disco oscuro sia presente una calda stella di
classe B5.
Osservazioni Recenti
La National Science Foundation ha assegnato all'AAVSO una concessione triennale per finanziare
un progetto scientifico cittadino, denominato Citizen Sky, sviluppato in occasione dell'eclisse del 2009-2011.
Nel corso della campagna di osservazioni un team guidato da Brian Kloppenborg, dell'Università di Denver,
ha osservato la stella con l'interferometro CHARA Array, presso l'osservatorio di Monte Wilson, osservazione
che ha permesso di rilevare un disco di polveri del diametro di 3,8 u.a., arrivando alla conclusione che la
stella centrale al disco sia una stella blu di tipo spettrale B di massa 3,85 volte quella del Sole, dunque
minore della stima precedente risultante da uno studio del 2010 pubblicato da Hoard et al., che la stimava in
quasi 6 volte quella del Sole. Nella pubblicazione di Hoard, che aveva osservato la stella con il telescopio
spaziale Spitzer dal California Institute of Technology, la stima della massa della principale, che fa parte
del ramo asintotico delle giganti, è compresa tra le 2,2 e 3,3 masse solari, mentre il raggio sarebbe 135 volte
quello solare e il tipo spettrale F0. Nonostante alcune caratteristiche del sistema restino ancora non
completamente chiarite, pare comunque confermata l'ipotesi più plausibile, cioè che la stella sia una binaria
atipica in cui la stella visibile è accompagnata da una normale compagna di sequenza principale circondata
da un disco di polveri e gas, la cui temperatura è attorno ai 550 K.
Foto di Almaaz
75
Rappresentazione artistica del sistema di Epsilon Aurigae la stella in primo piano è la compagna
secondaria
76
Dati Fisici
ALMAAZ
Classificazione
Super Gigante Gialla e Bianco Azzurra
Classe Spettrale
F0II III / B5 V
Distanza dal Sole
2.000 anni luce
Variabile
Binaria a Eclisse
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 01m 58,13s
Declinazione
43° 49′ 23,91″
DATI FISICI
Raggio Medio
135 / 3,9 Raggi Solari
Massa
3,85 / 5,9 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.750 / 15.000 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
47.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,54
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,04
Magnitudine Assoluta
-5,95
Velocità Radiale
-2,5 km/s
AR:0,85 mas/anno – Dec:-2,66 mas/anno
Moto Proprio
77
Costellazione della Balena
Deneb Kaitos
Origine del Nome
Deneb
Kaitos, β
Cet,
β
Ceti,
Beta
Ceti,
conosciuta
anche
come Diphda
è
la stella più luminosa della costellazione della Balena, nonostante Bayer le abbia assegnato la lettera β. Il
suo nome proprio deriva dall'arabo e significa coda della Balena, mentre il nome alternativo Diphda deriva
sempre dall'arabo ‫ال ثاني ال ض فدع‬, aḍ-ḍafdaʿ aṯ-ṯānī, che significa la seconda rana essendo invece la
prima Fomalhaut.
Osservazioni
Brillando
alla magnitudine
apparente di
2,04,
Deneb
Kaitos
è
la
quarantottesima stella
più
luminosa dell'intera volta celeste. Come il suo nome proprio suggerisce, essa è posta in corrispondenza
della coda della Balena in un'area relativamente povera di stelle a sud del Quadrato di Pegaso e a nord-est
di Fomalhaut, il che la rende facilmente individuabile. Pur essendo una stella dell'emisfero australe, la
sua declinazione di -17° la rende visibile anche in quasi tutto l'emisfero boreale, a eccezione delle estreme
regioni settentrionali della Russia, del Canada e della Groenlandia. Tuttavia essa apparirà molto bassa
all'orizzonte nel nord Europa, in Islanda e in Canada. D'altra parte questa relativa prossimità all'equatore
celeste fa sì che questo astro appaia circumpolare solo nelle regioni antartiche. Deneb Kaitos dista circa
96 anni
luce dalla Terra.
Essa
è
una
stella
di
colore
giallo-arancione,
conferitole
dalla
sua temperatura superficiale di 4.800 K. Essa si pone in mezzo fra le classi spettrali G e K. Viene infatti a
volte classificata come appartenente alla classe K0, a volte alla classe G9,5. Dalla distanza e dalla
luminosità apparente si può dedurre che questa stella è 145 volte più luminosa del Sole. Dalla temperatura e
dalla luminosità intrinseca si deduce un raggio 17 volte quello solare. Deneb Kaitos è una stella gigante e
perciò le è stata assegnata la classe III nel sistema MMK. Si presume abbia una massa circa tre volte
maggiore di quella del Sole. Tuttavia rispetto alle altre giganti ha delle peculiarità che ne rendono lo studio
interessante. Deneb Kaitos ha almeno due caratteristiche peculiari: in primo luogo nonostante abbia un
raggio notevolmente più grande di quello del Sole, esso è abbastanza sottodimensionato per essere quello
di una stella gigante. In secondo luogo, essa emette grandi quantità di raggi X, 2.000 volte più del Sole. Si
tratta della maggior fonte di raggi X nei dintorni del Sole a una distanza minore di 30 pc. Queste emissioni
sono dovute alla presenza di una corona riscaldata a diversi milioni di K. Tuttavia la presenza di una simile
corona non è facilmente spiegabile in stelle giganti come Deneb Kaitos. Infatti di solito le stelle giganti ne
sono prive. In realtà studi specifici hanno stabilito che ci sono almeno due tipi di stelle giganti che
possiedono una corona e che, di conseguenza, emettono raggi X: le prime sono quelle che, avendo massa
2-3 cioè partendo dalla classe spettrale A, hanno appena interrotto la fusione nucleare dell'idrogeno e
stanno velocemente passando attraverso la lacuna di Hertzsprung, cioè attraverso le classi G e K, per
arrivare allo stadio di gigante rossa. È stato ipotizzato che la formazione di una corona in queste stelle sia
determinata dalla modificazione delle modalità in cui gli strati superficiali della stella trasportano l'energia:
essi non lo fanno più per irraggiamento ma per convezione termica. Il secondo componente del
sistema Capella si trova probabilmente in questo stadio. Un secondo tipo di stelle giganti coronali è
rappresentato sempre da stelle di massa 2-3 , che dopo essere diventate delle giganti rosse, hanno
raggiunto nel loro nucleo temperature tali da innescare il flash dell'elio; in seguito al flash il nucleo si
espande e si raffredda, producendo una contrazione della stella e un aumento della temperatura dei suoi
78
strati superficiali. Stelle di questa massa si dispongono sul ramo orizzontale nelle ultime sottoclassi della
classe G o nelle prime della classe K. Sembra che la nuova formazione di una corona si dovuta proprio a
questo processo di espansione del nucleo e contrazione del raggio, sebbene non sia stato compreso ancora
l'esatto meccanismo che presiede alla sua creazione. Deneb Kaitos si trova probabilmente a questo stadio
della sua evoluzione e vi rimarrà circa 100 milioni di anni. Il suo destino finale è quello di diventare una nana
bianca C-O. Per comprendere appieno i meccanismi sottesi alla corona di Deneb Kaitos è necessario
studiare anche la sua composizione chimica. Essa infatti sembra essere alquanto differente da quella solare.
Deneb Kaitos ripresa ai raggi X dal telescopio Chandra della NASA.
β indica la posizione di Deneb Kaitos all'interno della costellazione della Balena
79
Dati Fisici
DENEB KAITOS
Classificazione
Gigante Gialla Arancione
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
96 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
00h 43m 35,37s
Declinazione
-17° 59′ 11,78″
DATI FISICI
Raggio Medio
17 Raggi Solari
Massa
3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.800 K
Velocità di Rotazione
3 km/s
Luminosità
145 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,02
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,04
Magnitudine Assoluta
-0,31
Velocità Radiale
13 km/s
AR:232,79 mas/anno – Dec:32,71 mas/anno
Moto Proprio
80
Menkar o Menkab
Origine del Nome
Menkab nota anche come Menkar; α Ceti,
α Cet,
Alfa Ceti è la seconda stella più luminosa
della costellazione della Balena, con una magnitudine apparente di 2,54, superata solo da Deneb Kaitos β
Ceti e occasionalmente dalla variabile Mira o Ceti. Il nome deriva dalla parola araba ‫ منخر‬manħar che
significa il buco della narice, alludendo alla sua posizione nel disegno della costellazione del mostro marino.
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 3,54 la si può osservare
anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, anche con cieli moderatamente affetti da inquinamento
luminoso. Distante 220 anni luce, è una gigante rossa fredda, la cui temperatura è di soli 3700 K.
Visivamente è circa 380 volte più luminosa del Sole ma per essere una stella relativamente fredda, gran
parte della radiazione è emessa nello spettro dell'infrarosso, quindi non visibile ad occhio nudo. Tenendo
conto anche di questa parte dello spettro di emissione la sua luminosità è 1800 volte più grande di quella
del Sole. Menkab è una variabile irregolare di tipo Lb, con variazioni irregolari stimate intorno al 6%. È una
stella con una quantità di carbonio decisamente ridotta, essendo tale valore inferiore del 20% rispetto al
valore solare. Menkab è anche una radiosorgente, a causa del vento stellare che viene emesso dalla sua
superficie. Nel ciclo vitale delle stelle, Menkab si trova nella fase finale, ed appena inizierà a bruciare il suo
nucleo di carbonio diventerà altamente instabile fino ad emettere nello spazio circostante i suoi strati esterni,
diventando una nebulosa planetaria. Nel suo centro rimarrà, come residuo stellare, una massiccia nana
bianca simile a Sirio B.
81
Dati Fisici
MENKAB o MENKAR
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M 1.5 IIIa
Distanza dal Sole
220 anni luce
Variabile
Variabile irregolare Lb
COORDINATE
Ascensione Retta
03h 02m 16,77s
Declinazione
04° 05′ 23,06″
DATI FISICI
Raggio Medio
77 / 84 Raggi Solari
Massa
3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.700 K
Velocità di Rotazione
6,9 km/s
Luminosità
1.800 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,94
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,54
Magnitudine Assoluta
-1,62
Velocità Radiale
Moto Proprio
-26,1 km/s
AR: -10,41mas/anno – Dec:-76,85 mas/anno
82
Mira
Origine del Nome
Mira, ο Cet , ο Ceti , Omicron Ceti è una stella variabile pulsante che ha dato il nome alla classe
delle variabili Mira. È stata la prima stella variabile ad essere scoperta se si escludono novae, supernovae e
la strana Eta Carinae ed è la più luminosa tra le variabili periodiche che scompaiono alla vista ad occhio
nudo durante parte del loro ciclo.
Osservazioni
Mira fu scoperta o almeno, notata come speciale per la prima volta dopo una serie di osservazioni
dall'astronomo David
Fabricius,
a
partire
dal3
agosto 1596.
Durante
le
sue
osservazioni
del
pianeta Mercurio, Fabricius ebbe bisogno di una stella di riferimento per misurarne la posizione, e scelse
una vicina stella anonima di terza magnitudine. Quando la riosservò il 21 agosto, si accorse che la stella era
diventata di prima magnitudine, e che invece in ottobre era così debole da scomparire alla vista. Fabricius
pensò che fosse una nova, ma la rivide il 16 febbraio1609 cosa che in genere non succede con le novae.
Johann Holwarda riuscì a determinare il periodo delle riapparizioni di questa stella: undici mesi. Johannes
Hevelius la stava osservando negli stessi anni e la chiamò Mira che significa meravigliosa nel suo
lavoro Historiola
Mirae
Stellae del 1662,
perché
si
comportava
come
nessun'altra
stella. Ismail
Bouillaud perfezionò la stima del periodo a 333 giorni, sbagliando di meno di un giorno rispetto al valore
moderno di 332 poiché le variabili Mira variano lentamente il loro periodo col tempo, la stima di Bouillaud
potrebbe anche essere stata esatta per la sua epoca. Dopo questa scoperta, Mira divenne il prototipo di
questa classe di variabili a lungo periodo. Essa, insieme alle altre 6.000 stelle dello stesso tipo oggi
conosciute, è una gigante rossa la cui superficie oscilla in modo da aumentare e diminuire la propria
luminosità in periodi che vanno da 80 giorni a più di 1000. Nel caso particolare di Mira, il suo aumento di
luminosità la porta fino alla magnitudine apparente 3,5 in media, il che significa una stella facilmente visibile
ad occhio nudo. Anche i cicli individuali variano: massimi registrati con cura arrivano fino alla magnitudine 2,
oppure scendono fino alla magnitudine 4,9 appena visibile ad occhio nudo, e con una differenza di
luminosità fino a 15 volte tra i diversi massimi, e ci sono indizi storici che suggeriscono che l'intervallo reale
possa essere anche tre volte superiore a questo. I minimi differiscono tra loro molto meno, e sono sempre
stati tra 8,6 e 10,1 durante le osservazioni storiche, cioè una differenza di solo un fattore 4. Il cambiamento
totale di luminosità tra il minimo più basso e il massimo più alto cosa che non succede in un singolo ciclo è di
1700 volte. La forma della curva di luce è composta da un incremento che dura 100 giorni, seguito da un
decremento che dura il doppio. Sono state fatte molte ipotesi sull'eventualità che Mira possa essere stata
osservata prima di Fabricius. Certamente la storia di Algol la cui variabilità è nota solo dal 1667, ma sulla
quale l'esistenza di leggende che risalgono all'antichità dimostra come sia stata osservata con sospetto per
millenni suggerisce che anche Mira possa essere stata notata prima. Karl Manitius, un traduttore
del Commento su Arato di Ipparco, ha suggerito che alcune frasi di quel testo del II secolo a.C.possano
riferirsi a Mira. Gli altri grandi dell'astronomia occidentale pre-telescopica - Tolomeo, al-Sufi,Ulugh
Beg e Tycho Brahe , non mostrano di sapere niente di Mira, neppure come stella normale. Ci sono tre
osservazioni di Mira negli archivi cinesi e coreani, nel 1596, nel 1070 e nello stesso anno in cui Ipparco
avrebbe fatto le sue osservazioni 134 a.C. che sono suggestive, ma la pratica cinese di identificare le
osservazioni in modo non più preciso di una costellazione cinese rende difficile essere certi che stiano
parlando proprio di Mira. Il 15 agosto 2007 esce sulla rivista Nature uno studio dell'equipe del prof.
Christopher Martin del California Institute of Technology di Pasadena che descrive una coda di 13 anni luce
83
composta di gas stellari prodotti negli ultimi 30000 anni dalla stella. La coda è stata individuata grazie alle
osservazioni del telescopio spaziale Galaxy Evolution Explorer.
Mira B
Mira è anche una stella doppia. La stella compagna è stata risolta dal telescopio spaziale Hubble nel1995,
quando si trovava a 70 unità astronomiche dalla primaria; i risultati sono stati annunciati nel1997. La
compagna, Mira
Bo
VZ
Ceti,
è
anch'essa
una
stella
variabile.
La teoria più convincente sulla sua natura è che sia una nana bianca circondata da un disco di
accrescimento composto da materia prelevata dalla primaria. Le immagini ultraviolette dell'HST mostrano
una spirale di gas che si alza da Mira in direzione di VZ Ceti. Il periodo orbitale della compagna attorno a
Mira è di circa 400 anni. L'attrazione gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle. Come
sistema binario visuale Mira Ceti è catalogata nel Washington Double Star Catalog WDS, edizione 2006.5
come 02193 -0259 JOY 1 Aa, ma è meglio conosciuta dagli osservatori di stelle doppie visuali
come ADS 1778, dalla catalogazione che la doppia aveva nel notissimo catalogo diAitken del 1934. L'arco
d'orbita osservato dalla scoperta, avvenuta nel 1923, ad oggi è di circa 25°, insufficiente per il calcolo di
elementi orbitali che non siano, nella migliore delle ipotesi, preliminari. La prima determinazione dell'orbi ta di
Mira venne fatta nel 1980 dal noto osservatore francese di stelle doppie visuali Paul Baize 1901-1995. Il
periodo stimato allora fu di 400 anni. Già pochi anni dopo l'orbita non rappresentava più le osservazioni che
mano a mano venivano raccolte dagli astronomi e così nel 2002, utilizzando tutte le osservazioni disponibili,
l'ultima delle quali fatta con la speckle camera P.I.S.CO. al fuoco cassegrain del telescopio B. Lyot di 2 metri
di apertura dell'Osservatorio di Pic du Midi nei Pirenei, M. Scardia ricalcolava gli elementi orbitali di o Ceti. In
particolare i nuovi valori del periodo e del semiasse maggiore sono ora, rispettivamente, 498 anni e 0,80
secondi d'arco. La massa totale del sistema di Mira, ottenuta utilizzando la terza legge di Keplero e la
parallasse trigonometrica misurata dal satellite Hipparcos pari a 0,00779 secondi d'arco, è di 4,4 masse
solari mentre il semiasse maggiore è lungo 102,7 u.a.. Questo valore della massa totale di Mira è
ragionevolmente accettabile, se si considerano l'incertezza dell'orbita ed il fatto che il sistema è costituito da
una stella di tipo spettrale M7III 2,5 masse solari e da una stella nana 0,6 masse solari. La precedente
determinazione orbitale Baize, 1980 portava invece ad un'eccessiva massa totale del sistema di 8,1 masse
solari.
Il sistema di Mira visto in una simulazione con il programma Celestia
84
Coda di Mira A
85
La gigante rossa Mira A in alto a destra e la nana bianca Mira B in alto a sinistra. L'attrazione
gravitazionale di Mira B forma un ponte gassoso tra le due stelle
86
Dati Fisici
MIRA
Classificazione
Gigante Rossa Variabile
Classe Spettrale
M7 IIIe
Distanza dal Sole
420 anni luce
Variabile
Mira, prototipo della classe
COORDINATE
Ascensione Retta
02h 19m 20,79s
Declinazione
-02° 58′ 39,5″
DATI FISICI
Raggio Medio
332 / 402 Raggi Solari
Massa
1,18 Masse Solari
Temperatura Superficiale
2.200 K
Velocità di Rotazione
km/s
Luminosità
15.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,42
Età Stimata
6 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
Da 2 a 10,1
Magnitudine Assoluta
Da -2,5 a 6,5
Velocità Radiale
Moto Proprio
63,8 km/s
AR:10,33 mas/anno – Dec:-239,48 mas/anno
87
Deneb Algenubi
Origine del Nome
Il nome Deneb Algenubi era dall'arabo ‫ ألج ن بي ذنب‬- ðánab al-janūbii , cioè la coda meridionale del mostro
marino . Nel catalogo di stelle nel Calendarium di Al Achsasi al Mouakket , questa stella è stata
designata Aoul al Naamat ‫ أل نعمة أول‬- awwil al nd ʽ AMAT , che è stata tradotta in latino come Prima
Struthionum , cioè il primo struzzo . Questa stella, con θ Cet Thanih al Naamat, τ Cet Thalath Al Naamat, ζ
Cet Baten Kaitos e υ Cet , erano Al Na ʽ AMAT ‫ أل نعمة‬, gli struzzi Gallina. In cinese , 天仓 Tiān Cang , che
significa Piazza Granaio celeste , si riferisce ad un asterismo composto da η Ceti, ι Ceti , θ Ceti , ζ Ceti , τ
Cetie 57 Ceti . Di conseguenza, η Ceti stessa è conosciuta come 天 仓二 Tiān cang er , inglese:. Seconda
Stella di Piazza Granaio Celeste
Osservazioni
Deneb Algenubi η Ceti, η Cet, Eta Ceti è una stella della costellazione della Balena. Dopo Deneb Kaitos β
Ceti e Menkar α Ceti è la stella più brillante della costellazione, con magnitudine apparente di 3,45. 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. Essendo di magnitudine 3,45, 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; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie
alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. È una stella gigante arancione di tipo
spettrale K2III con una temperatura effettiva di 4770 K. Possiede un raggio da 12 a 14 volte maggiore di
quello solare. La proporzione è stata calcolata partendo dalla misura diretta del suo diametro angolare considerando l'oscuramento della corona
di 3,44 millisecondi d'arco. La sua luminosità è 76 superiore
a quella solare. Deneb Algenubi possiede una metallicità simile a quella del Sole Fe/H = +0,02, sebbene altri
studi considerano l'indice di metallicità superiore Fe/H = +0,16. Si stima che abbia un'età compresa tra i
1730 ed i 3650 milioni di anni.
88
Dati Fisici
DENEB ALGENUBI
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
K2 III
Distanza dal Sole
118 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 08m 35,39s
Declinazione
-10° 10′ 56,2″
DATI FISICI
Raggio Medio
11,7 Raggi Solari
Massa
2,38 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.770 K
Velocità di Rotazione
4,8 km/s
Luminosità
76 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,16
Età Stimata
Da 1,7 a 3,65 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,45
Magnitudine Assoluta
0,68
Velocità Radiale
Moto Proprio
11,5 km/s
AR:215,61 mas/anno – Dec:-139,02 mas/anno
89
Kaffaljidhma
Origine del Nome
Kaffaljidhma, Gamma Ceti, γ Cet è un sistema stellare nella costellazione della Balena. Di magnitudine
apparente 3,47, dista circa 82 anni luce dal sistema solare. Kaffaljidhma deriva dall'arabo ‫ الجذماء ال كف‬Al Kaff
al Jidhmah, che significa parte di una mano.
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 3,5, 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; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane
indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Gamma Ceti è
una stella tripla; le due componenti principali sono separate visualmente da 2,8 secondi d'arco, e risolvibili
anche con un piccolo telescopio. Gamma Ceti A è una stella bianca di sequenza principale venti volte più
luminosa del Sole e oltre 2 volte più massiccia, mentre la compagna, di classe F3, è poco più massiccia del
Sole e poco più luminosa 1,6 . Le due stelle sono separate da almeno 70 u.a, e ruotano attorno al
comune centro di massa in un periodo di 320 anni. Una terza stella, una nana arancione di classe K5 e con
una massa 0,6 volte quella solare, si trova a 14 minuti d'arco dalla coppia principale, e pare condividerne il
moto. Se veramente legata a loro, questa terza componente dista almeno 21.000 u.a. dalla coppia
principale, impiegando oltre 1,5 milioni di anni per compiere una rivoluzione. Da questa terza componente, la
coppia principale apparirebbe formata da 2 brillanti stelle, di cui una luminosa quanto Venere visto dalla
Terra, e l'altra 20 volte più brillante. La nana arancione invece da A e B sarebbe vista con una magnitudine
di -1,9, più luminosa di Sirio visto dalla Terra
90
Dati Fisici
KAFFALJIDHMA
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
A3 V / F3 V / K5
Distanza dal Sole
82 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
02h 43m 18,04s
Declinazione
03° 14′ 08,94″
DATI FISICI
Raggio Medio
1,7 / 1,0 / ? Raggi Solari
Massa
2,2 / 1,3 / 0,6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.700 K
Velocità di Rotazione
186 km/s
Luminosità
19 / 1,6 / 0,1 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,10
Età Stimata
300 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,47 / 6,25 / 10,1
Magnitudine Assoluta
1,47 combinata
Velocità Radiale
Moto Proprio
-5,1 km/s
AR: -146,10 mas/anno – Dec: -146,12 mas/anno
91
Tau Ceti
Origine del Nome
Questa stella è inserita, anche non avendo un nome proprio, per la particolarità e
similitudine del nostro Sole e per la sua vicinanza relativa.
Osservazioni
Tau Ceti, τ Cet, τ Ceti è una stella della costellazione della Balena di magnitudine 3,50. Trovandosi a una
distanza di 11,9 anni luce è il diciannovesimo sistema stellare più vicino alla Terra, nonché la settima stella
più vicina visibile a occhio nudo e in assoluto, la singola stella di classe G più vicina al Sole. Tau Ceti
è carente di metalli e questo sembrerebbe rendere meno probabile la presenza di pianeti rocciosi.
Nonostante questo nel dicembre 2012 è stata annunciata la scoperta di cinque pianeti extrasolari orbitanti
attorno alla stella, due dei quali sono situati all'interno della zona abitabile. La stella è anche circondata da
un disco di polveri, dieci volte maggiore della quantità di materia, sotto forma di asteroidi e comete, che
circonda il Sole. Appare una stella stabile, con solo leggere variazioni nella sua attività, e nonostante venga
considerato il fatto che un pianeta simile alla Terra orbitante intorno a Tau Ceti subirebbe un costante e
intenso bombardamento meteorico, le somiglianze col Sole e la relativa vicinanza hanno portato un diffuso
interesse verso la stella. Tau Ceti è costantemente indicata come un obiettivo del SETI, ed è spesso citata in
numerose opere letterarie fantascientifiche. Tau Ceti si trova nella parte meridionale della vasta
costellazione della Balena, ed è situata leggermente a sud dell'equatore celeste, non molto lontana dalle due
stelle più famose dell'asterismo della Balena: Mira e Deneb Kaitos, rispettivamente la famosa stella a capo di
una classe di variabili e la stella più luminosa della costellazione. La sua declinazione è −15° 56′, di
conseguenza risulta visibile da quasi tutte le aree popolate della Terra. Solo più a nord del parallelo 74°N la
stella non sorge mai sopra l'orizzonte, mentre diventa circumpolare solo a sud del parallelo 74°S, ossia
nel continente antartico. Con una magnitudine pari a 3,50, è la sesta stella più luminosa della costellazione
della Balena, e 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; da entrambi gli emisferi il
periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana
dall'equatore celeste.
Ricerca di Pianeti Abitabili
Tra i principali fattori d'interesse attorno a Tau Ceti è la sua somiglianza al Sole, che rende questa stella un
candidato interessante nella ricerca di pianeti abitabili in grado di ospitare forme di vita extraterrestre.
Secondo Hall e Lockwood, i termini stella simile al Sole, analogo solare e gemella del Sole, indicano
nell'ordine un crescente grado di somiglianza con il Sole. Tau Ceti si colloca nella seconda categoria, in
quanto ha una massa simile al Sole e una bassa variabilità, ma è carente di metalli. Le similitudini con la
nostra stella hanno ispirato per decadi la cultura popolare, in particolar modo gli autori di opere
fantascientifiche, ma è anche stata spesso un obiettivo dei ricercatori scientifici. Tau Ceti a partire dal 1988 è
stato oggetto di studio sulla sua velocità radiale alla ricerca di pianeti giganti ad una distanza simile a quella
di Giove dal Sole. Fino al 2012 queste ricerche, sempre più precise, avevano sempre escluso la presenza di
pianeti orbitanti attorno alla stella. I risultati fino a quel punto escludevano la presenza di pianeti gioviani
caldi, e probabilmente escludeva la presenza di pianeti gioviani con massa uguale o maggiore a quella di
Giove con periodi orbitali inferiori ai 15 anni. Inoltre, uno studio completato nel 1999 sulle stelle vicine con
92
osservazioni tramite la camera ad ampio spettro del telescopio spaziale Hubble, aveva escluso la presenza
di compagni planetari di Tau Ceti potenzialmente risolvibili dalla strumentazione dell'Hubble. Queste ricerche
escludevano però solamente la presenza di un nana bruna o di un massiccio pianeta di taglia gioviana,
senza precludere l'esistenza di pianeti terrestri. Del resto, la presenza di un gioviano caldo probabilmente
perturberebbe l'orbita di un pianeta terrestre nella zona abitabile della stella, quindi la non presenza di un
tale corpo fu giudicata un fatto positivo. Generalmente le ricerche di pianeti extrasolari hanno mostrato una
correlazione positiva tra presenza di pianeti e l'alta metallicità della stella madre, suggerendo che stelle a
bassa metallicità come Tau Ceti avessero poche possibilità di possedere pianeti. Il 19 dicembre del 2012,
osservazioni sulle variazioni della velocità radiale della stella hanno portato alla scoperta di un sistema di
cinque pianeti orbitanti attorno a Tau Ceti. Le masse minime dei pianeti sono comprese tra 2 e 6,7 volte
la massa terrestre e i periodi orbitali vanno dai 14 ai 640 giorni. Uno dei pianeti, provvisoriamente
denominato Tau Ceti e, dista la metà della distanza Terra-Sole, ed essendo Tau Ceti meno luminosa del
Sole, sarebbe situato all'interno della zona abitabile, dove è possibile la presenza di acqua liquida in
superficie. Il Planetary Habitability Laboratory ha calcolato che anche il quinto pianeta, Tau Ceti f, sarebbe
all'interno della zona abitabile, seppur vicino al limite esterno.
Sotto, un prospetto del sistema di Tau Ceti.
Prospetto sul sistema
Pianeta
Tipo
Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità
b
Super Terra
2,00
13,965 giorni
0,105 u.a.
0,16
c
Super Terra
3,11
35,362 giorni
0,195 u.a.
0,03
d
Super Terra
3,50
94,11 giorni
0,374 u.a.
0,08
e
Super Terra
4,29
168,12 giorni
0,552 u.a.
0,05
f
Super Terra
6,67
642 giorni
1,35 u.a.
0,03
93
Il Sole a sinistra e più grande e anche più caldo rispetto a Tau Ceti a destra.
Tau Ceti
94
Dati Fisici
TAU CETI
Classificazione
Nana Gialla
Classe Spettrale
G8 5 V
Distanza dal Sole
11,9 anni luce
Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 44m 04.08s
Declinazione
-15° 56′ 14,93″
DATI FISICI
Raggio Medio
0,79 Raggi Solari
Massa
0,78 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.344 K
Velocità di Rotazione
km/s
Luminosità
0,49 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,72
Età Stimata
5,8 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
34 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,50
Magnitudine Assoluta
5,69
Velocità Radiale
Moto Proprio
-16,4 km/s
AR: .1721,05 mas/anno – Dec: -854,15 mas/anno
95
Boote
Arturo
Origine del Nome
Il nome della stella deriva dal Greco Αρκτοῦρος Arktôuros il cui significato è il guardiano dell'Orsa, derivando
da ἄρκτος árktos orso οὖρος ôuros, guardiano. È un riferimento al suo essere la stella più luminosa
del Boötes il bovaro, e vicina alle due orse Ursa Major e Ursa Minor. In arabo è una delle due stelle
chiamata al-simāk, che significa l'elevata, l'altra essendo Spica. Arturo è in arabo ‫ ال رامح السماك‬as-simāk arrāmiħ l'elevata del lanciere. Questo nome è stato variamente latinizzato in passato, dando vita alle varianti
ormai
obsolete Aramec e Azimech.
Il
nome Alramih è
usato
nel Trattato
sull'astrolabio di Geoffrey
Chaucer del 1391. Un altro nome arabo è Haras al-samà ‫السماء حارس‬, Guardiano dei Cieli. Nell'astronomia
cinese, Arturo è chiamata 'Dah Jyaoo 大角, Grande Corno, Pinyin: Dàjiǎo, essendo la stella più luminosa
della costellazione cinese del Corno Jyaoo Shiuh 角宿, Pinyin: Jiǎo Xiǔ. Con le successive mutazioni
storiche
venne
a
far
parte
della
costellazione
cinese Kangh
Shiuh 亢宿,
Pinyin:
Kàng
Xiǔ.
L'antica astronomia giapponese ha adottato il nome cinese Dah Jyaoo 大角, Tai Roku, ma attualmente è più
comune il nome occidentale di Arturo アルクトゥルス. Nell'astronomia Hindu corrisponde alla
tredicesima Nakshatra suddivisione del cielo, chiamata Svātī, che significa o il grande camminatore, in
riferimento forse alla sua lontananza dallo zodiaco, o la perla, la gemma, il grano di corallo, in riferimento
probabilmente alla sua luminosità.
Osservazioni
Arturo, o Arcturus α Boo, α Bootis, Alfa Bootis è la stella più luminosa della costellazione di Boote. Con
una magnitudine di -0,04, è anche la terza stella più brillante dell'intera volta celeste, dopo Sirio e Canopo.
Appare tuttavia meno brillante delle due componenti di Alfa Centauri messe insieme, che sono troppo vicine
fra loro per essere risolte ad occhio nudo, facendola così apparire la quarta stella più luminosa. È, dopo
Sirio, la stella più brillante fra quelle visibili nelle latitudini settentrionali e la stella più luminosa dell'emisfero
boreale. È una gigante rossa, di tipo spettrale K1 III e ha una luminosità 113 volte superiore a quella
del Sole, ma, una volta che si sia presa in considerazione la notevole quantità radiazione emessa
nell'infrarosso da questo astro, Arturo risulta essere circa 200 volte più luminosa del Sole, il che ne fa l'astro
più luminoso entro la distanza di 50 anni luce dal Sole. Arturo è facilmente individuabile a causa della sua
grande luminosità e del suo caratteristico colore arancione, molto vivo; si rintraccia prolungando la curvatura
indicata dal timone del Grande Carro verso sud. Prolungando ulteriormente la stessa linea, oltre Arturo, si
può individuare Spica. Arturo corrisponde inoltre al punto più meridionale di un grande asterismo a forma di
lettera Y, le cui componenti sono, oltre a questa stella, ε Bootis, α Coronae Borealis e γ Bootis. Arturo è una
stella dell'emisfero boreale; tuttavia la sua posizione 19° a nord dell'equatore celeste fa sì che questo astro
sia osservabile da tutte le regioni abitate della Terra: nell'emisfero australe, essa è infatti invisibile solo nelle
regioni più a sud del 71º parallelo, cioè solo nelle regioni antartiche. D'altra parte, questa posizione la
rende circumpolare solo nelle regioni più a nord del 71°N, cioè ben oltre il circolo polare artico. Questa stella
può essere osservata con facilità nei mesi da febbraio a settembre, dall'emisfero nord, e per un periodo poco
più breve da quello meridionale. Trovandosi relativamente vicino al Sole, Arturo ne condivide lo stesso
ambiente galattico. Le sue coordinate galattiche sono 69,11° e 15,14°. Una longitudine galattica di circa 15°
significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Arturo, se proiettata sul piano galattico, forma con la
linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di 15°. Ciò significa che Arturo è
leggermente più vicina al centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di quasi 70°
96
significa tuttavia che la distanza che separa il Sole da Arturo è per la maggior parte dovuta al fatto che le
due stelle non sono allineate sullo stesso piano e che Arturo si trova parecchio a nord rispetto al piano
galattico. La stella più vicina ad Arturo, a 3,3 anni luce, è Mufrid, una stella di classe G0 IV, che appare
anche visualmente nel cielo vicino circa 5° ad Arturo. La seconda stella in ordine di vicinanza ad Arturo è HD
131511, una stella di sequenza principale arancione di magnitudine 6,01, che dista 5,8 anni luce da Arturo.
Mufrid sarebbe anche di gran lunga la stella più luminosa vista da eventuali pianeti in orbita attorno ad
Arturo: a quella distanza brillerebbe di magnitudine -2,60. Il Sole sarebbe appena percepibile a occhio nudo
visto che sarebbe di quinta magnitudine, e si troverebbe non lontano in cielo da Sirio. Quest'ultima, a 40 anni
luce da Arturo sarebbe una normale stella di seconda magnitudine, con la stessa luminosità di HD 131511,
la seconda stella più vicina ad Arturo, e poco più luminosa di una stella analoga al Sole come Beta Comae
Berenices, che si trova ad appena 12 anni luce da Arturo Secondo le osservazioni del satellite Hipparcos,
Arturo si trova ad una distanza di 36,7 anni luce corrispondenti a 11,3 parsec, cioè è una stella piuttosto
vicina; che Arturo fosse molto vicina era in realtà già noto, grazie alle misure di parallasse effettuate dalla
Terra e grazie al fatto che possiede anche un notevole moto proprio, in direzione della Vergine: Arturo si
muove sulla sfera celeste ogni anno di 2,28 secondi, cioè sembra percorrere circa 1° ogni 2000 anni; fra le
stelle di prima magnitudine solo Alfa Centauri presenta un moto proprio più elevato. Questo elevato moto
proprio fu per la prima volta notato da Sir Edmond Halley nel 1718. Arturo è classificata come K1,5 IIIpe.
La classe spettrale K raduna le stelle di colore arancione, di temperatura superficiale più bassa di quella
del Sole. In effetti, sulla base di misurazioni accurate riportate in uno studio del 1993, la temperatura
superficiale di Arturo è stimata essere pari a 4.300 K; si può raffrontare questo dato con la temperatura della
superficie del Sole, che è circa 5.800 K. Arturo ha quindi una temperatura superficiale inferiore a quella
solare di circa 1.500 K. È tale temperatura a donare ad Arturo il suo caratteristico colore arancione. Altre
misurazioni della temperatura di Arturo danno risultati leggermente differenti che variano nell'intervallo
compreso fra 4.060 K e 4.460 K. Tuttavia i valori più accreditati variano di poche decine di gradi e si
attestano intorno ai 4.300 K. Ad esempio, uno studio molto citato risalente al 1999 riporta il valore 4.290 K,
mentre un altro di tre anni prima riporta 4.303 K. La classe MMK III raccoglie invece le stelle giganti, cioè
stelle di massa media o piccola aventi un avanzato stato evolutivo. Infine le lettere p ed e stanno
rispettivamente per peculiare ed emissione, indicanti cioè che lo spettro elettromagnetico della luce emessa
dalla stella è inusuale e pieno di linee di emissione. In realtà queste caratteristiche sono comuni a tutte
le giganti rosse, ma in Arturo esse sono particolarmente marcate. Come tutte le stelle giganti, Arturo ha
dimensioni notevoli. Tali dimensioni e il fatto che questa stella sia a noi relativamente vicina permettono
misure interferometriche dirette del suo diametro. In questo campo Arturo è stata fatta oggetto di studi
particolarmente accurati che hanno raggiunto risultati in buon accordo fra loro e con margini di errore bassi.
Uno studio del 1986 riporta quale diametro angolare di questo astro 20,36 mas, mentre studi successivi
riportano valori leggermente maggiori: uno studio del 1999 ha dato come risultato 21,0 mas; un altro studio
successivo del 2003riporta invece il valore di 21,373
mas; tuttavia lo studio condotto con tecniche più
raffinate risale al 2008; esso unisce all'uso di strumenti particolarmente precisi elaborate tecniche
matematiche per il trattamento dei dati: il risultato ottenuto, dopo la correzione dovuta all'oscuramento al
bordo, è un diametro angolare di 21,05 mas; alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò significa che Arturo
ha un raggio corrispondente a 25,5 circa 17,78
milioni di km. Se fosse posta al centro del sistema
solare Arturo occuperebbe circa un quarto dell'orbita di Mercurio. La velocità di rotazione delle stelle giganti
e supergiganti è notoriamente molto difficile da calcolare. Infatti le stelle di questo tipo uniscono a una
velocità di rotazione ridotta macroturbolenze della loro superficie accentuate; pertanto è molto difficile
distinguere i movimenti del gas dovuti effettivamente alla rotazione stellare da quelli imputabili alle
97
macroturbolenze superficiali. In ogni caso, l'accuratezza degli studi di cui Arturo è stata fatta oggetto ha
permesso di determinare, sebbene con un alto margine di errore, la sua velocità di rotazione all'equatore,
che è risultata essere 1,5 km/s , ove i è l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto al piano di osservazione.
Se tuttavia il valore di i non viene determinato, questo dato non è sufficiente a stimare con precisione la
velocità e il periodo di rotazione di Arturo. Si è tuttavia riusciti ad arrivare a questo risultato per un'altra
strada: Arturo, come il Sole, presenta sulla sua superficie regioni magneticamente attive; è stato possibile
individuare una di queste regioni, comparsa nel 1991, e seguirla; ciò ha portato a stimare il periodo di
rotazione di Arturo in 2,0 anni. Sulla base di questo dato e del raggio di questo astro è possibile stimare
anche la velocità di rotazione all'equatore, che risulta essere 1,76 km/s. Periodi di rotazione così lunghi non
sono affatto inusuali in una stella gigante in quanto, per la legge di conservazione del momento angolare,
aumentando il raggio della stella, la velocità di rotazione diminuisce e quindi essa perde velocità angolare
nell'abbandonare la sequenza principale. Conoscendo la velocità di rotazione all'equatore è possibile anche
calcolare l'inclinazione “i” di Arturo rispetto al piano della nostra visuale: essa risulta essere 58° . Questo
dato tuttavia, avendo un alto margine di errore, non fornisce molte informazioni, anche se è possibile
concludere che i non è né uguale a 0° cioè Arturo non rivolge verso di noi un polo, né uguale a 90° cioè
l'asse di rotazione di Arturo non è perpendicolare alla nostra visuale
.
Arturo
Confronto tra le dimensioni del Sole e di Arturo
98
Il gruppo di Arturo
Agli inizi degli anni settanta, l'astronomo Olin J. Eggen scoprì che Arturo condivideva il suo moto proprio con
altre 53 stelle. Tali stelle inoltre presentano metallicità simili: il valore medio di Fe/H di questi astri si aggira
infatti intorno a -0,6 cioè circa il 25% dell'abbondanza di ferro nell'atmosfera del Sole. Ciò fa presumere che
queste stelle facciano parte di una associazione stellare, la cui età è stimata essere all'incirca 10 miliardi di
anni e che è stata battezzata Corrente stellare di Arturo. I vettori del movimento di Arturo rispetto al sistema
di riposo locale sono U, V, W = -25, -116, -3 km/s: ciò significa che, rispetto al movimento medio del
materiale della Via Lattea nei dintorni del Sole, Arturo presenta un movimento di allontanamento dal centro
galattico di 25 km/s, un movimento inverso rispetto alla rotazione galattica di 116 km/s e un movimento verso
il polo sud galattico di tre km/s. Il gruppo di Arturo presenta un movimento medio sul piano UV di -102 km/s.
Uno studio delle stelle che presentano un movimento simile ha permesso di individuare altre componenti che
sono probabilmente appartenenti alla corrente di Arturo: in un articolo del 2008 sono elencate 134 stelle
come possibili appartenenti alla corrente. Si pensa che il gruppo di Arturo faccia parte del disco galattico
spesso, una regione intermedia fra il disco galattico e l'alone galattico, caratterizzata da stelle vecchie che
possono giacere migliaia di anni luce sopra o sotto il piano galattico, al contrario di quanto avviene per le
stelle del disco galattico, come il Sole, che giacciono al massimo a un migliaio di anni luce dal disco. Le
stelle del disco galattico spesso tendono ad avere elevati moti propri fino a 120 km/s, con passaggi rapidi
su orbite molto inclinate e eccentriche intorno al centro galattico. Essendo nate molti miliardi di anni fa,
quando la galassia era meno ricca di metalli, tendono ad esserne povere fino al 12% dell'abbondanza
solare. Si pensa che costituiscano circa il 4% delle stelle che si trovano nelle vicinanze del Sole. Le stelle
dell'alone galattico sono ancora più vecchie di quelle del disco spesso si sono formate 10-13 miliardi di anni
fa, tendono ad avere orbite ancora più inclinate ed eccentriche con moti propri fino a 600 km/s. Inoltre
presentano metallicità inferiori al 10%-15% di quella solare. L'origine della corrente di Arturo non è ancora
ben chiara. Le ipotesi possibili sono tre:

Il gruppo si è formato circa 10 miliardi di anni fa da un'unica nube di gas. Questa ipotesi ha due difetti: in
primo luogo in un tempo così lungo l'associazione dovrebbe essersi dispersa; in secondo luogo,
sebbene la metallicità delle stelle del gruppo sia più o meno la stessa, la loro composizione chimica non
è uniforme.

Il gruppo era parte di una galassia satellite che si è poi fusa con la Via Lattea. Tuttavia contro questa
ipotesi tuttavia gioca il fatto che nelle piccole galassie satellite della Via Lattea le stelle non solo sono più
povere di ferro delle stelle del disco galattico, ma sono più povere anche di elementi con Z ≤ 22. Ma
Arturo è comparativamente ricco di elementi di questo tipo. Comunque rimane sul campo l'ipotesi che la
corrente di Arturo fosse originariamente parte di una galassia di dimensioni maggiori, paragonabile
alla Grande Nube di Magellano, che si è poi fusa con la nostra galassia.

Il gruppo si è formato per la risonanza creata dalla rotazione della barra della Via Lattea, che
confinerebbe gruppi di stelle in certe aree. Questa ipotesi appare promettente, ma è al momento
difficilmente verificabile vista l'incertezza esistente sulle dimensioni e sulla velocità di rotazione della
barra e sulle modalità in cui essa può avere degli effetti sulle stelle che orbitano in regioni diverse della
galassia.
99
Confronto fra le dimensioni di Arturo e quelle di altre stelle e pianeti.
Una Stella Gigante non Coronale
Arturo è presa come archetipo delle stelle giganti non coronali. Misurazioni precise compiute tramite il
satellite ROSAT hanno permesso di escludere che da Arturo si diparta un flusso di raggi X superiore a un
decimillesimo di quello emesso dal Sole. Ciò induce a escludere la presenza di una corona con temperature
superiori a 100.000 K si confronti questo dato con quello della corona solare che raggiunge una temperatura
di 1-3 milioni K. Poiché sembra che tutte le stelle di massa medio piccola di sequenza principale classi
spettrali da F a M siano dotate di corona, i problemi che si aprono sono due:
1. Cosa determina la perdita della corona in stelle come Arturo nel passaggio dalla sequenza principale
allo stadio di gigante rossa?
2. Perché certe giganti possiedono una corona e altre non la possiedono?
Probabilmente per rispondere alla prima domanda è necessario conoscere la risposta alla seconda. È noto
dalla fine degli anni settanta che, per quanto riguarda le stelle di Popolazione I, esiste una ben precisa linea
di divisione fra le giganti coronali e quelle non coronali, posta intorno alla classe spettrale K3. Le sub giganti,
giganti e giganti brillanti di classe precedenti alla K3 hanno una corona, mentre quelle delle classi
successive non la possiedono. La linea di divisione per le stelle Popolazione II sembra essere spostata nelle
ultime sottoclassi della classe G o nelle prime sottoclassi della classe K, tanto che Arturo, pur essendo di
classe K1,5 non possiede una corona. Si possono dare due interpretazioni della linea di divisione fra le
giganti coronali e non coronali: la prima è che le giganti gialle di classe F e G abbiano una massa superiore
2-3 a quella delle classi K e M che sarebbe uguale o inferiore a 1 . Avendo le prime, durante la loro
100
permanenza nella sequenza principale, un'alta velocità di rotazione, conservano un sufficiente momento
angolare per innestare i processi che portano alla formazione della corona; questo non avverrebbe per il
secondo tipo di giganti che ruotano troppo lentamente durante la fase di sequenza principale per conservare
un simile momento angolare. Invece, secondo un'altra ipotesi, l'assenza di corone nelle giganti arancioni e
rosse è determinata dal loro maggiore raggio e quindi dalla minore gravità superficiale. Questa inibirebbe la
formazione dei loop magnetici che intrappolano e eccitano il gas, facendogli emettere raggi X. In stelle di
questo tipo l'energia meccanica che negli altri casi favorisce la comparsa di una corona sarebbe dissipata
in venti stellari di maggiore intensità rispetto a quelli che caratterizzano le giganti gialle di tipo F e G. In ogni
caso, qualunque delle due spiegazioni sia quella corretta, la perdita della corona in una gigante come Arturo
è stata determinata dall'aumento del suo volume che ha determinato un'importante diminuzione della
velocità angolare e una molto minore gravità superficiale. Fino alla fine degli anni ottanta si credeva che le
giganti di classe K fossero stabili. Tuttavia osservazioni più accurate hanno dimostrato che in effetti esse
presentano variabilità sul corto ore o giorni e/o lungo mesi o anni periodo. Arturo non ha fatto eccezione: a
lungo ritenuta stabile, la sua variabilità è stata scoperta sulla base di alcune osservazioni condotte alla metà
degli anni ottanta. Questo astro in effetti oscilla fra le magnitudini -0,13 e -0,03. Arturo presenta variazioni sia
sul breve che sul lungo periodo. Quelle sul breve periodo sono probabilmente dovute ad onde di
pressione simili a quelle che caratterizzano la sismologia del Sole. Più onde si sovrappongono le une con le
altre, il che rende più difficile la loro misurazione. In ogni caso i periodi di queste oscillazioni sono stati
individuati con un margine di errore relativamente basso: essi sembrano compresi fra 11 giorni e poco più di
tre ore. Il periodo dominante sembra aggirarsi intorno ai 3 giorni: esso è stato calcolato essere 2,7 giorni in
uno studio del 1990, 2,8 giorni in uno studio del 2003, 3,3 giorni in uno studio del 2007. Invece trovare quale
sia il periodo e la causa delle variazioni più lunghe si è rivelato molto difficile, sicché le ipotesi avanzate a
loro riguardo sono molteplici. Due studi della fine degli anni ottanta riportano rispettivamente un periodo di
640 giorni o più e un periodo di 1.842 giorni. Le spiegazioni fornite da questi due studi per queste variazioni
vanno dalla presenza di supergranuli sulla superficie di Arturo, all'ipotesi che esistano zone meno calde
alternate a zone a temperatura più elevata, all'esistenza di una compagna in orbita intorno alla principal e.
Invece uno studio del 2008 riporta un periodo di 14 anni e cerca di spiegarlo mediante l'ipotesi di un ciclo
magnetico simile a quello solare. Nello stesso studio, oltre a questo periodo, ne sono stati trovati altri più
brevi di 257, 207 e 115 giorni. Poiché questi periodi risultano essere approssimativamente un quarto del
periodo di rotazione della stella su sé stessa, si è ipotizzato che essi siano causati da quattro regioni
magneticamente attive della superficie della stella, simili alle macchie solari. La variazione della lunghezza
del periodo viene spiegata con la migrazione delle macchie a latitudini diverse durante il ciclo magnetico e
con la rotazione differenziale della stella: migrando a latitudini differenti, le macchie ruotano a velocità
angolari differenti e quindi mutano il periodo di rotazione.
101
Rappresentazione artistica di Arturo dalla distanza di 1,5 u.a..
102
Dati Fisici
ARTURO
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K1,5 IIIpe
Distanza dal Sole
36,7 anni luce
Variabile
Sospetta Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
14h 15m 39,67s
Declinazione
19° 10′ 56,69″
DATI FISICI
Raggio Medio
25,5 Raggi Solari
Massa
0,55 / 1,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.300 K
Velocità di Rotazione
1,76 km/s
Luminosità
196 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,24
Età Stimata
10 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
2 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
-0,04
Magnitudine Assoluta
-0,38
Velocità Radiale
Moto Proprio
-5,2 km/s
AR:-1093,45 mas/anno – Dec: -1999,4 mas/anno
103
Izar
Origine del Nome
Izar, Epsilon Boötis, ε Boo, ε Boötis è una stella nella costellazione di Boote. Il nome Izar deriva dall' arabo
‫ إزا ر‬velo, e Pulcherrima è latino per belle. Altri nomi storici sono Mirak, in arabo al-‫المراق‬maraqq, i fianchi, e
Mizar. Di magnitudine apparente 2,35, dista 210 anni luce dal sistema solare. Il nome deriva dall'arabo ‫إزا ر‬
’izār, che significa velo. Viene chiamata anche Mirac, Mirak o Mirach, nomi simili a quelli di Beta
Andromedae. Nelle tavole alfonsine viene invece menzionata come Perizoma. Un altro nome utilizzato per la
stella è Pulcherrima, la più bella, ribattezzata così dall'astronomo tedesco Friedrich Georg Wilhelm von
Struve nell'osservare il bel contrasto tra le due component i.
Osservazioni
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. La sua magnitudine pari a 2,3 le permette di essere facilmente
individuata anche da centri urbani di dimensioni medie. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo
serale ricade nei mesi compresi fra fine marzo e agosto; nell'emisfero nord è visibile anche verso l'inizio
dell'autunno, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata
limitatamente durante i mesi tardo-autunnali australi. Izar è una stella binaria, composta da una
luminosa gigante arancione e una più piccola stella bianca di sequenza principale di classe A2, separata
dalla principale di almeno 185 u.a.., con un periodo orbitale superiore ai 1000 anni. Il sistema ha un'età
stimata di circa 300 milioni di anni; la gigante arancione, nata come una calda stella di tipo B ed evolutasi più
rapidamente della compagna perché più massiccia, si trova ora in una fase piuttosto tarda della
sua evoluzione,
avendo
già
esaurito
tutto
l'idrogeno interno
al
proprio
nucleo.
In
futuro,
nel
prossimo miliardo d'anni, la più piccola stella di sequenza principale, che ha una massa doppia rispetto al
Sole ma solo la metà della compagna, seguirà anch'essa lo stesso cammino della gigante, che a quel punto
avrà perso gran parte della sua massa e sarà diventata una nebulosa planetaria, con al centro una piccola e
densa nana bianca.
104
Dati Fisici
IZAR
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
K0 II III / A2 V
Distanza dal Sole
210 anni luce
Variabile
COORDINATE
14h 44m 59,25s
Ascensione Retta
27° 04′ 27″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
33 / 2 Raggi Solari
Massa
4 / 2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.500 / 8.700 K
Velocità di Rotazione
10,9 / 123 km/s
Luminosità
400 / 27 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,14
Età Stimata
300 milioni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,35 / 5,12
Magnitudine Assoluta
-1,69 / 1,08
Velocità Radiale
16,6 km/s
AR:-44,1 mas/anno – Dec:13,0 mas/anno
Moto Proprio
105
Mufrid
Origine del Nome
Il nome Muphrid è dall'arabo ‫ ال رامح م فرد‬mufrid ar-rāmiħ il singolo, una delle Lancer. In cinese , 右摄提 si
Nie Di , che significa il conduttore giusto , si riferisce ad un asterismo composto da Eta Boötis, Tau
Boötis e Upsilon Boötis . Di conseguenza, Eta Boötis stessa è conosciuta come 右摄提一 si nie di yī ,
inglese:. la prima stella del conduttore destra. Nel catalogo di stelle nella Calendarium di Al Achsasi al
Mouakket , questa stella è stato designato Ramih al Ramih ‫ ال رامح رمح‬- rumḥ al rāmiḥ , che è stato tradotto
in latino come Lancea Lanceator , forse significa la lancia della Lancer .
Osservazioni
Mufrid, Eta Boötis, η Boo è una stella di classe spettrale G0-IV, distante 37 anni luce dal sistema solare,
nella costellazione di Boote. Mufrid appare vicina alla stella di spicco di Boote, Arturo Alpha Bootis nel cielo
della Terra, e Arturo è in realtà il suo più prossimo vicino stellare, in quanto entrambe le stelle sono quasi
alla stessa distanza dal Sole. 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. La sua magnitudine pari a 2,7
le permette di essere facilmente individuata anche da centri urbani di dimensioni medie. Il periodo migliore
per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine marzo e agosto; da entrambi gli
emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana
dall'equatore celeste. Mufrid è una sub gigante gialla avente una massa del 60% superiore a quella del Sole,
ed un raggio 2,7 volte superiore. Ha cessato da poco la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo ed ora, con un
nucleo d'elio inerte sta bruciando l'idrogeno degli strati più esterni, e in un futuro prossimo entrerà nella fase
di gigante rossa. Osservazioni del suo spettro suggeriscono la presenza di una compagna vicina di piccola
massa con un periodo orbitale di 1,35 anni. Probabilmente si tratta di una nana bianca, la cui distanza dalla
principale è circa la stessa che separa Marte dal Sole. Mufrid ha anche una compagna ottica a 2 minuti
d'arco di distanza di nona magnitudine, non legata gravitazionalmente alla stella principale.
106
Dati Fisici
MUFRID
Classificazione
Sub Gigante Gialla
Classe Spettrale
G0 IV
Distanza dal Sole
37 anni luce
Variabile
COORDINATE
13h 54m 41,12s
Ascensione Retta
18° 23′ 54,9″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,7 Raggi Solari
Massa
1,6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.100 K
Velocità di Rotazione
11,8 km/s
Luminosità
9 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,58
Età Stimata
2,7 miliardi
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,68
Magnitudine Assoluta
2,41
Velocità Radiale
Moto Proprio
1,0 km/s
AR:-1721,82 mas/anno – Dec:-854,1 mas/anno
107
Seginus
Origine del nome
Seginus, Gamma Boötis, γ Boo, Boötis γ è una stella nella costellazione di Boote. Ha anche il nome
tradizionale di Haris. Seginus deriva dalla latinizzazione del nome greco della costellazione di Boote,
Theguius, mentre Haris dalla latinizzazione del nome arabo, Al Haris Al Sama, che significa la guardia.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi
compresi fra maggio e settembre; nell'emisfero nord è visibile anche per gran parte dell'autunno, grazie alla
declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i
mesi invernali australi. Seginus è a circa 85 anni luce di distanza dalla Terra. Si tratta di una gigante bianca
appartenente alla classe spettrale A7III. E' una variabile di tipo Delta Scuti e la sua luminosità varia da 3,02 a
3,07 in un periodo di 6,97 ore. E' anche una stella binaria; a 0,02 secondi d'arco si trova una stella di piccola
massa che, a quella distanza, dista nella realtà 1,8 u.a.. A circa 30 secondi d'arco si trova una terza stella di
magnitudine 12,7, che non pare legata gravitazionalmente alla principale.
108
Dati Fisici
SEGINUS
Classificazione
Gigante Bianca
Classe Spettrale
A7 III var
Distanza dal Sole
86 anni luce
COORDINATE
14h 32m 04,76s
Ascensione Retta
38° 18′ 28,4″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,5 Raggi Solari
Massa
2,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.600 K
Velocità di Rotazione
139 km/s
Luminosità
34 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,19
Età Stimata
1 miliardo di anni
Tipo Variabile
Delta Scuti
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,07
Magnitudine Assoluta
0,96
Velocità Radiale
Moto Proprio
-36,5 km/s
AR: -60,95 mas/anno – Dec: -356,29 mas/anno
109
Princeps
Origine del nome
Delta Boötis, δ Boo, Boötis δ è una stella doppia nella parte settentrionale della costellazione Boote . Sulla
base di parallasse misurazioni, si trova ad una distanza di circa 121,8 anni luce 37,3 parsec
dalla Terra . Questastella è talvolta chiamato Princeps , che significa principe oprivilegiata in latino . L'origine
di questo nome non è chiara, anche se appare di solito in un astrologico contesto. Il Ha una magnitudine
apparente di questa stella è 3,5, ed è visibile ad occhio nudo , anche nel corso di una completa Luna .
In cinese , 七公 Qi Gong , che significa Sette Eccellenze , si riferisce ad un asterismo composto Boötis δ, 42
Herculis , τ Herculis , Herculis φ ,χ Herculis , ν 1 Bootis e μ 1 Boötis . Di conseguenza, Boötis δ stessa è
conosciuta come 七公七 Qi Gong Qi , inglese:. della Stella Settimo di sette Eccellenze
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. Essendo di magnitudine 3,47, 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
maggio e settembre; nell'emisfero nord è visibile anche verso l'inizio dell'autunno, grazie alla declinazione
boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i mesi tardoautunnali australi. La componente principale, δ Boötis A, è una gigante gialla con una magnitudine
apparente di 3,46, con un raggio 10 volte quello del Sole ed una luminosità 60 volte superiore. La sua
compagna, δ Boötis B, è una nana gialla di tipo G di sequenza principale, molto simile al Sole, con un raggio
dell'87% e una luminosità 0,95 volte quella solare. Dal piccolo raggio in relazione alla temperatura
superficiale 5900 K è ipotizzabile pensare che sia una stella sub nana. È separata visualmente di quasi 2
minuti d'arco dalla principale, la stima della distanza reale tra le 2 stelle è di almeno 3800 u.a.., con un
periodo orbitale superiore ai 120.000 anni.
110
Dati Fisici
PRINCEPS
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
G8III / G0Vv
Distanza dal Sole
117 anni luce
COORDINATE
15h 15m 30,16s
Ascensione Retta
33° 18′ 54,4″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
10,4 – 0,87 Raggi Solari
Massa
2,5 – 0,89 Masse Solari
4.800 – 5.900 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
19 km/s
59 – 0,95 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,95
Età Stimata
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,47 – 7,80
Magnitudine Assoluta
0,69 – 4,96
Velocità Radiale
-12,3 km/s
Moto Proprio
AR: 83,48 mas/anno – Dec: -111,58 mas/anno
111
Cane Minore
Procione
Origine del nome
Il nome Procione deriva dal greco antico πρό Κύων pro Kýon, prima del Cane, per il fatto che precede Sirio
la stella del Cane, così chiamata in quanto è la stella più luminosa del Cane Maggiore durante la rotazione
della sfera celeste a causa della rotazione della Terra sul proprio asse. Gli osservatori posti in vicinanza di
40° N vedono Procione sorgere dai 10 ai 15 minuti prima di Sirio. Ciò è vero nonostante che Procione abbia
circa un'ora di ascensione retta maggiore rispetto a Sirio. Il fenomeno è dovuto al fatto che Procione
possiede una declinazione più settentrionale rispetto a Sirio di 22°, il che fa sì che la stella dalle latitudini più
settentrionali si levi prima sull'orizzonte rispetto ad essa. Presso i Romani la stella era nota con la traduzione
latina del nome greco, Antecanis; gli arabi la conoscevano invece come Al Shira ed Elgomaisa. Il primo
nome deriva da ‫ الشام ية الشعرى‬aš-ši‘ra aš-šamiyah, il segno Siriano, l'altro segno era Sirio; il secondo da
‫ ال غم ي صاء‬al-ghumaisa’, la donna dagli occhi annebbiati, in contrasto con ‫ ال ع بو ر‬la donna con gli occhi
lacrimanti, ovvero Sirio. Per raffronto, vedi Gomeisa Il nome moderno in arabo di Procione è ‫ غموص‬ghumūş,
che significa cagnolino; in Cina è nota come 南河三 in mandarino nánhésān, la Terza Stella del Fiume
Meridionale. Queste due stelle del cane sono menzionate nella letteratura sin dall'antichità ed erano
venerate sia dai Babilonesi che dagli antichi Egizi. I primi chiamavano Procione con i nomi di Kakkab
Paldara, Pallika o Palura, che significa la stella dell'attraversamento della lontra, un titolo che fa
evidentemente riferimento a un fiume nel cielo, cioè la vicina Via Lattea.
Osservazioni
Procione è l'ottava stella più luminosa del cielo notturno con una magnitudine apparente di 0,34. Data la sua
grande brillantezza è facilmente individuabile al centro della piccola costellazione del Cane Minore. Procione
è posta a circa 26° a est di Betelgeuse e a circa 26° a nord-est di Sirio. Inoltre Sirio è posta a circa 27° a
sud-est di Betelgeuse. Le tre stelle quindi formano un triangolo quasi perfettamente equilatero, di cui Sirio
occupa il vertice meridionale, Betelgeuse il vertice nord-occidentale e Procione quello nord-orientale.
L'asterismo formato da queste tre luminose stelle è stato chiamato Triangolo invernale, dato che la sua
osservazione è particolarmente indicata durante l'inverno boreale. Viene contrapposto al Triangolo estivo,
formato da Altair, Deneb e Vega, che è invece osservabile durante l'estate boreale. Possedendo una
declinazione di 5° 13', Procione è una stella dell'emisfero boreale, ma è comunque abbastanza vicina
all'equatore celeste da risultare osservabile da tutte le aree della Terra, ad eccezione della parte più interna
del continente antartico; a nord invece la stella appare circumpolare ben oltre il circolo polare artico.
Procione fra le stelle di prima magnitudine è quella più vicina all'equatore celeste. È seguita da Betelgeuse,
che ha declinazione 7° 24', e Rigel, che ha declinazione -8° 12'. Come si è detto, è un astro caratteristico dei
cieli invernali e primaverili: si osserva senza difficoltà, nei mesi compresi fra gennaio e maggio poco ad est
della scia luminosa della Via Lattea invernale. L'astro inizia ad essere visibile nelle notti di fine novembre
verso la tarda sera in direzione est, mentre diventa pian piano dominante nelle sere dell'inverno, quando si
presenta pure piuttosto alto sopra l'orizzonte, specie dall'emisfero boreale; durante il mese di marzo
raggiunge il suo culmine alle 22:00 e col procedere della primavera si osserva sempre più ad ovest, finché a
fine giugno è possibile osservarlo solo poco dopo il tramonto. Verso la fine dell'estate ricompare ad est poco
prima dell'alba. A causa della precessione degli equinozi, la declinazione della stella sta lentamente
diminuendo; fra alcune migliaia di anni si troverà nell'emisfero australe.
112
L'asterismo del Triangolo invernale; le stelle costituenti sono, a partire dal basso in senso orario: Sirio,
α CMa, Procione e Betelgeuse
Procione
113
.
114
Dati Fisici
PROCIONE
Classificazione
Stella doppia nana bianco/gialla e bianca
Classe Spettrale
A: F5 IV – V --- B: DQZ
Distanza dal Sole
11,4 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 39m 18,12s
Declinazione
05° 13′ 29,97″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,05 – 0,03 Raggi Solari
Massa
1,42 – 0,06 Masse Solari
6.530 – 7.740 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
5 km/s
6,84 – 0,0006 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,42
Età Stimata
2,31 / 2,71 miliardi di anni
Tipo Variabile
BY Draconis
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
0,34 – 10,4
Magnitudine Assoluta
2,65 – 13,04
Velocità Radiale
Moto Proprio
-3,2
AR: -716,6 mas/anno – Dec: .1034,6 mas/anno
115
Gomeisa
Origine del nome
Gomeisa, β CMi, β Canis Minoris, Beta Canis Minoris è la seconda stella più brillante della costellazione del
Cane Minore. Il nome Gomeisa deriva dall'arabo ‫ الغم يصاء‬al-ghumaisa’ la donna dagli occhi annebbiati,
abbreviazione di ‫ الغم يصاءمرزم‬mirzam al-ghumaisa’, la cintura della donna con gli occhi annebbiati. Il nome
arabo è molto simile a quello assegnato a Procione.
Osservazioni
Si tratta di una calda stella bianco-azzurra di sequenza principale di classe spettrale B8 Ve situata nella
sequenza principale. La e dopo la classe di luminosità V indica che lo spettro della stella presenta delle linee
di emissione, il che la fa classificare tra le stelle Be, al pari di γ Cassiopeiae o Alcyone η Tauri. La stella
possiede una massa oltre tre volte quella solare, un raggio quattro volte quello solare e una luminosità 235
volte maggiore, con una temperatura effettiva di 11.500 K. Come altre stelle con caratteristiche simili,
Gomeisa possiede un'alta velocità di rotazione, di almeno 250 km/s, 125 volte la velocità di rotazione del
Sole. La rapida rotazione fa sì che dall'equatore della stella si diparta un disco di materia, che è all'origine
dell'emissione riscontrata nello spettro; il diametro di questo disco è quasi quattro volte quello della stella ed
è stato misurato in maniera diretta. Come Nunki σ Sagittarii o Adhara ε Canis Majoris, Gomeisa è circondata
da una fine nube di mezzo interstellare, che risulta riscaldata dalla radiazione emessa dalla stella, ed è
classificata come stella Be. La magnitudine apparente di Gomeisa risulta lievemente variabile, tra 2,84 e
2,92; le indagini astrofisiche hanno mostrato che la stella appartiene alla classe delle variabili Gamma
Cassiopeiae.
116
Dati Fisici
GOMEISA
Classificazione
Stella Bianca/Azzurra
Classe Spettrale
B8 Ve
Distanza dal Sole
170 anni luce
COORDINATE
07h 27m 09,00s
Ascensione Retta
08° 17′ 22″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,5 Raggi Solari
Massa
3,44 Masse Solari
Temperatura Superficiale
11.772 K media
Velocità di Rotazione
250 km/s
Luminosità
235 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,09
Età Stimata
90 milioni di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,89 media
Magnitudine Assoluta
-0,70
Velocità Radiale
Moto Proprio
22 km/s
AR: -50,28 mas/anno – Dec: .38,45 mas/anno
117
Cani da Caccia
Cor Caroli A/B
Origine del nome
Cor Caroli, α CVn, α Canum Venaticorum, Alpha Canum Venaticorum è la stella più brillante della
costellazione boreale dei Cani da Caccia. Il nome Cor Caroli significa Cuore di Carlo ed è stata così
denominata dal fisico Charles Scarborough in onore di Carlo I che era stato decapitato durante la guerra
civile inglese, ma associata anche a Carlo II, restaurato sul trono inglese, dopo l'interregno seguito alla
morte del padre. È una stella doppia, facilmente risolvibile anche con un telescopio di piccole dimensioni, la
cui magnitudine apparente è di 2,89. Le due componenti hanno una separazione di 19,6 arco secondi. Il
sistema Cor Caroli dista dalla Terra circa 110 anni luce ed è composto da α² Canum Venaticorum, la più
brillante, e da α¹ Canum Venaticorum.
Osservazioni
A2
La stella principale, α² Canum Venaticorum, è un esempio della classe di stelle variabili definite come
categoria α2 CVn, proprio da questa stella. La sua classificazione spettrale è A0. La brillantezza della stella
principale varia tra una magnitudine di 2,84 ad una magnitudine di 2,98, con un periodo di variazione di 5,47
giorni. Si tratta di una stella peculiare con un forte campo magnetico, circa 5.000 volte quello terrestre, che
rientra anche tra le stelle Ap e Bp. Si ritiene che questo intenso campo magnetico sia anche responsabile
delle enormi macchie solari che danno luogo alla variazione della luminosità della stella durante la sua
rotazione. La sua atmosfera ha una elevata abbondanza di elementi quali silicio, mercurio e europio. Si
ritiene che questo sia dovuto al fatto che alcuni sprofondino nella stella per effetto della gravità, mentre altri
vengono sollevati dalla pressione di radiazione.
A1
α¹ Canum Venaticorum è una stella di sequenza principale di classe F0V. È considerevolmente meno
brillante della sua compagna e ha una magnitudine apparente di 5,60. La distanza dalla principale è
all'incirca di 650 u.a., ed il periodo orbitale lungo 7900 anni.
118
Da sinistra a destra, rappresentazione di Cor Caroli con il software Aberrator, disegno ottenuto a
137x con un rifrattore da 102 mm dall'astrofilo Kenichi Kushida, foto della stella da parte dello stesso
119
Dati Fisici
COR CAROLIS
Classificazione
Stella Doppia
Classe Spettrale
A0pSiEuHg / F0V
Distanza dal Sole
110 anni luce
COORDINATE
12h 56m 01,70s
Ascensione Retta
38° 19′ 06″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,1 – 1,29 Raggi Solari
Massa
2,8 – 1,6 Masse Solari
10.300 – 6.500 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
29 - 8 km/s
Luminosità
83 - 5 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,06
Età Stimata
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
2,89 – 5,61 media
Magnitudine Apparente da Terra
0,3 – 4,0
Magnitudine Assoluta
Velocità Radiale
Moto Proprio
-3,3 - -3,1 km/s
AR:-233,43 mas/anno – Dec:54,98 mas/anno
120
Cassiopea
Shedir
Origine del nome
Schedir, α Cas, α Cassiopeiae, Alfa Cassiopeiae, conosciuta anche come Shedar, Schedar, Shadar o
Shedir è la stella più luminosa della costellazione di Cassiopea. Il suo nome proprio deriva dall'arabo ‫ صد ر‬,
Sadir, che significa busto. Esso deriva dal fatto che essa è posta proprio nel cuore di questa figura
mitologica, rappresentata solitamente come seduta e con uno specchio in mano, intenta a pettinarsi i capelli.
Osservazioni
Poiché Schedir è posta ad approssimativamente 229 anni luce dalla Terra e data la sua luminosità
apparente, si può inferire una luminosità intrinseca che ammonta a circa 885 volte quella del Sole. Più che
dalla temperatura, tale notevole luminosità è data dalla grande superficie radiante della stella. In effetti la
temperatura superficiale di Schedir è 4.625 K, un po' inferiore a quella del Sole che è di circa 5.700 K.
Questa temperatura fa sì che Schedir sia assegnata alla classe spettrale K0. Il raggio di Schedir è invece 45
volte quello solare, come è risultato da misurazioni dirette effettuate con tecniche interferometriche. Infatti
l'ampiezza del disco di Schedir, visto dalla Terra, risulta essere 5,62 mas, che dalla distanza di 229 anni
luce, dà un tale valore. Un raggio così grande non stupisce dato che Schedir è classificata come stella
gigante e di conseguenza le è stata assegnata la classe MMK IIIa. La lettera a significa che essa si pone fra
le giganti più brillanti, tanto da essere al limite fra la classe III e la classe II cioè quella delle giganti luminose.
Questa brillantezza suggerisce che la massa di Schedir sia 4-5 volte quella solare. Vecchia 100-200 milioni
di anni, Schedir ha iniziato la sua esistenza come una stella di classe B. Ha tuttavia esaurito l'idrogeno nel
suo nucleo, il quale contraendosi e scaldandosi ha fatto gonfiare e raffreddare gli strati superficiali della
stella. Il suo destino finale è quello di diventare una nana bianca C-O. La metallicità di Schedir, cioè
l'abbondanza di elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio, è -0,09. Ciò significa che l'abbondanza di metalli in
Schedir è circa l'80% di quella del Sole. Poiché nel Sole tale abbondanza è 1,6%, in Schedir è circa 1,28%.
Un aspetto curioso di Schedir è che essa è stata classificata in innumerevoli studi del XIX secolo come stella
variabile. Era classificata tale in un articolo 1937, in cui si affermava che essa varia dalla magnitudine
apparente 2,2 alla 2,8. Tuttavia da quando sono disponibili strumenti più sofisticati di misura della luminosità,
quali quelli elettronici, Schedir non pare cambiare la sua luminosità. Le ipotesi sono due: o le variazioni di
luminosità osservate in passato erano dovute a errori di misura, il che è tuttavia strano vista la loro quantità,
oppure Schedir era davvero una variabile in passato, ma non lo è più dai primi decenni del Novecento, il che
è altrettanto strano perché di solito una stella variabile non smette di essere improvvisamente tale, sebbene
possa mutare la lunghezza e i periodi di variabilità. Non resta quindi che continuare ad osservare questa
stella e vedere se la sua variabilità ricompare.
121
122
Dati Fisici
SHEDIR
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 IIIa
Distanza dal Sole
229 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
00h 40m 30,44s
Declinazione
56° 32′ 14,39″
DATI FISICI
Raggio Medio
45 Raggi Solari
4 – 5 Masse Solari
Massa
Temperatura Superficiale
4.625 K
Velocità di Rotazione
21 km/s
Luminosità
855 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,17
100 – 200 milioni di anni
Età Stimata
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,25
Magnitudine Assoluta
-1,99
Velocità Radiale
Moto Proprio
-4,31 km/s
AR:50,36 mas/anno – Dec:-32,17 mas/anno
123
Caph
Origine del nome
Cassiopeiae Beta, β Cas, Cassiopeiae β è una stella variabile Delta Scuti nella costellazione di Cassiopea. E
'una stella gigante o sub gigante appartenente alla classe spettrale F2, con una magnitudine apparente
media di 2,27 e la magnitudine assoluta di 1,16. Ha il nome tradizionale Caph, dalla parola araba ‫ كف‬KAF,
palma vale a dire raggiungere dalle Pleiadi, noto anche come Al Sanam al Nākah. Un altro nome arabo è alKaffal-Khadib. In origine, il pre-islamica termine arabo al-Kaff al-Khadib la mano macchiata di cui le cinque
stelle che compongono il W della costellazione Cassiopea, e rappresentava una mano macchiata con
l'henné. Il termine è stato abbreviato e in qualche modo è venuto a significare Cassiopeiae β solo. Il vecchio
mano macchiata faceva parte di un asterismo che si estende dalle Pleiadi, che significa la testa attraverso
Toro e Perseo e Cassiopea , mentre l'altra mano era in Cetus. Nomi alternativi comuni sono Chaph e Kaff,
così come al-Sanam al-Nakah gobba del cammello. In cinese, 王良 Wang Liang, il che significa Wang Liang
, si riferisce ad un asterismo composto da Cassiopeiae β, κ Cassiopeiae, η Cassiopeiae, α e λ Cassiopeiae
Cassiopeiae. Di conseguenza, Cassiopeiae β stessa è conosciuta come 王 良 一 Wang Liang Yi, inglese:. la
prima stella di Wang Liang Insieme con Alpha Andromedae Alpheratz e Gamma Pegasi Algenib, Beta
Cassiopeiae era una delle tre stelle luminose conosciute come le Tre Guide che segnano l'coluro
equinoziale. Questa è una linea immaginaria che va verso sud da Beta Cassiopeiae attraverso Alpha
Andromedae all'equatore celeste, in un punto in cui il percorso del sole, l'eclittica, attraversa ogni autunno e
equinozio di primavera.
Osservazioni
Cassiopeiae β è una gialla-bianca sub gigante o gigante di classe stellare F2III-IV, con una temperatura
superficiale di 6700 gradi Kelvin. Più di tre volte le dimensioni e 28 volte più brillante del sole, Caph ha una
magnitudine assoluta di 1,16. Un tempo era un A-tipo a stella con circa il doppio la massa del sole. E 'ora in
fase di raffreddamento e l'espansione a diventare una gigante rossa. Il suo nucleo è probabile che abbia
usato il suo idrogeno e si sta riducendo il riscaldamento, mentre il suo involucro esterno di idrogeno si sta
espandendo e raffreddando. Stella che non spenderà molto tempo in questo stato e sono relativamente rare.
La corona Caph è insolitamente debole. Cassiopeiae β è una stella variabile del tipo Delta Scuti, infatti, la
più luminosa, secondo queste stelle nel cielo dopo Altair. Si tratta di un pulsatore mono periodico, con una
luminosità che varia da magnitudine 2,25-2,31 con un periodo di 2,5 ore. Questo tipo di variabili comprende
stelle di sequenza principale sub giganti o delle classi spettrali F5-A0, con masse tra 1,5-2,5 masse solari e
quasi alla fine della loro vita fusione dell'idrogeno nucleo. Le loro pulsazioni sono correlate alla stessa
striscia instabilità elio sulla Hertzsprung-Russell diagramma come quello di Cefeidi classiche. Delta Scuti
stelle si trova nel punto di intersezione della striscia con la sequenza principale. Questa stella che ruota a
circa il 92% della sua velocità critica, completando una rotazione completa ogni 1,12-1,16 giorni. Questo dà
la stella una forma sferoide oblato con un rigonfiamento equatoriale che è del 24% più grande del raggio
polare. Questa forma è la causa della regione polare di avere una temperatura superiore all'equatore:. La
differenza di temperatura è di circa 1000 K. è inclinata L'asse di rotazione di circa 20° rispetto alla linea di
vista dalla Terra Cassiopeiae β è una stella binaria, con una debole compagna, che orbita ogni 27 giorni.
Poco altro si sa di questa compagna.
124
125
Dati Fisici
CAPH
Classificazione
Gigante bianco/gialla
Classe Spettrale
F2 III-IV
Distanza dal Sole
54 anni luce
COORDINATE
00h 09m 10,7s
Ascensione Retta
59° 08′ 59″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,8 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.700 K
Velocità di Rotazione
70 km/s
Luminosità
28 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,34
Età Stimata
1,18 miliardi di anni
Tipo Variabile
Delta Scuti
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,28
Magnitudine Assoluta
1,16
Velocità Radiale
Moto Proprio
11,3 km/s
AR:523,5 mas/anno – Dec:-179,77 mas/anno
126
Ruchbah
Origine del nome
Delta Cassiopeiae, δ Cas, δ Cassiopeiae/37, Cas 37 Cassiopeiae, chiamata anche Ksora o Ruchbah, è la
quarta stella più luminosa della costellazione di Cassiopea Si trova a poco meno di 100 anni luce, e nel 1669
fu utilizzata per le sue misurazioni da Jean Picard, che fu il primo ad utilizzare il telescopio per studi
geodesici
Osservazioni
Ksora è una stella gigante di tipo spettrale A5III-IV, con una temperatura superficiale di 8400 K. Nonostante
abbia un raggio solo 4 volte quello solare, è considerata gigante dato che ha abbandonato la sequenza
principale, avendo terminato la fusione dell'idrogeno nel suo nucleo; con un'età di 600 milioni di anni è
entrata nella fase finale della sua esistenza ed entro una decina di milioni di anni la stella diventerà una
gigante vera e propria anche in quanto a dimensioni. La sua massa è 2,5 volte quella del Sole, la sua
luminosità 63 volte maggiore. La stella è anche una binaria a eclisse visto che una compagna, della quale
poco si conosce, la occulta parzialmente ogni 759 giorni, causando una variazione di luminosità da
magnitudine 2,68 a 2,74. Possiede un moto proprio che rivela l'appartenenza della stella alla Corrente delle
Iadi nel Toro.
127
Dati Fisici
RUCHBAH
Classificazione
Gigante bianca
Classe Spettrale
A5 III-IV
Distanza dal Sole
99,4 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 25m 48,95s
Declinazione
60° 14′ 07,02″
DATI FISICI
Raggio Medio
3,9 Raggi Solari
Massa
2,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.400 K
Velocità di Rotazione
21 km/s
Luminosità
63 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,13
Età Stimata
600 milioni di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,66
Magnitudine Assoluta
0,24
Velocità Radiale
-6,7
Moto Proprio
AR:296,57 mas/anno – Dec:-48,22- mas/anno
128
Segin
Origine del nome
In cinese, 阁 道 Gé Dao, il che significa Corridoio Volare, si riferisce ad un asterismo composto da
Cassiopeiae ε, ι Cassiopeiae, Cassiopeiae δ, Cassiopeiae θ, ν Cassiopeiae e ο Cassiopeiae. Di
conseguenza, ε Cassiopeiae stesso è conosciuto come 阁 道 二 Gé Dào Er, inglese:. la seconda stella del
corridoio di volo) Mentre alcuni rapporti pubblicati erroneamente sostengono che questa stella è stata
designata dalla NASA come Navi, in onore dell'astronauta Virgil Ivan, Gus Grissom, uno dei tre astronauti
morti nell'incidente Apollo 1 la stella reale così designata è Gamma Cassiopeiae nel centro della
costellazione.
Osservazioni
Epsilon Cassiopeiae, CAS ε, ε Cassiopeiae è un sistema stellare nella costellazione di Cassiopea. Ha il
tradizionale nome Segin. Con una magnitudine apparente visuale di 3,4 , questa è una delle stelle più
luminose della costellazione. La distanza di questa stella è stata determinata direttamente sulla base delle
misure di parallasse, ottenendo un valore di circa 390-430 anni luce 120-130 parsec. Si tratta di una stella
gigante, con una classificazione stellare di B3 III, , che indica che si è esaurito l'idrogeno nel suo nucleo e
entrato in una fase successiva evolutiva del suo ciclo di vita. Cote et al. 2003 indicano che visualizza le
proprietà spettrali di una stella Be, anche se non è classificata come tale. La presenza di righe di emissione
nello spettro indica la presenza di un guscio circumstellare di gas che è stato espulso dalla la stella.
l'atmosfera esterna di Epsilon Cassiopeiae ha una temperatura effettiva di 15.174 K, , dando il bianco-blu
tonalità di tipo B-stella di l'interferometro-misurato diametro angolare è 0.43 milli arco secondi. a distanza
stimata di questa stella, questo produce una dimensione fisica di circa 6 volte il raggio del sole.
Osservazione di questa stella durante la missione Hipparcos suggeriscono che potrebbe subire debole
variabilità periodica. L'ampiezza di questa variazione è 0,0025 in ampiezza con una frequenza di 11,17,797
mila volte al giorno, o un ciclo ogni 2,15 ore. Il rapporto segnale-rumore per questa variazione misurata è
4,978. misurazioni Hipparcos di componenti di velocità nello spazio di questa stella indicano che si tratta di
un membro della Cas-Tau gruppo di co-movimento stelle, con una probabilità 93% . Questo gruppo può
essere cinematicamente associato Cluster Alpha Persei, indicando che la Cas-Tau gruppo, compresi
Epsilon Cassiopeiae, può essere separato dal cluster tramite interazioni di marea.
129
Dati Fisici
SEGIN
Classificazione
Gigante blu
Classe Spettrale
B3 III
Distanza dal Sole
442 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 54m 23,73s
Declinazione
63° 40′ 12,37″
DATI FISICI
Raggio Medio
7,2 Raggi Solari
Massa
6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
15.170 K
Velocità di Rotazione
19 km/s
Luminosità
2.500 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,15
Età Stimata
65 milioni di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,38
Magnitudine Assoluta
-2,31
Velocità Radiale
-8,1
Moto Proprio
AR:32,09 mas/anno – Dec:-18,94- mas/anno
130
Achird A-B
Origine del nome
Eta Cassiopeiae, η Cas, η Cassiopeiae è una stella binaria che si trova a circa 19,4 anni luce dal sistema
solare, in direzione della costellazione di Cassiopea. La stella è ben visibile ad occhio nudo, ma solo come
stella singola la compagna è troppo debole. Il primo a descriverla come un sistema binario fu William
Herschel, nel 1779. Talvolta è anche chiamata con il suo nome proprio, Achird. Le due componenti A e B
percorrono un'orbita molto eccentrica e=0,5, che le porta a una distanza variabile tra 36 e 107 u.a., con un
periodo di 480 anni .
Osservazioni
Achird A
La stella principale del sistema è molto simile al Sole. Di colore giallo è di classe spettrale G3-V, possiede
più o meno la stessa massa del Sole, lo stesso diametro e 1,29 volte la sua luminosità. Non sono stati
scoperti giganti gassosi o nane bianche nelle vicinanze di questa stella, nonostante essa sia uno dei
principali oggetti della ricerca di pianeti extrasolari per via della sua vicinanza e somiglianza al Sole. La
distanza alla quale un eventuale pianeta dovrebbe trovarsi per avere condizioni climatiche accettabili per lo
sviluppo di forme di vita è 1,1 u.a., con un periodo di circa 420 giorni.
Achird B
Più piccola e fredda della sua compagna, questa stella arancio-rossastra appartiene anch'essa alla
sequenza principale classe spettrale K7/8-V. Achird B possiede 2/3 della massa e del diametro del Sole ma
solo il 7% della sua luminosità. Non sono stati scoperti pianeti nelle sue immediate vicinanze. La regione
abitabile si trova a sole 0,16 u.a. 24 milioni di km circa, con un periodo di appena 24 giorni. Un pianeta che
orbitasse a questa distanza dovrebbe tuttavia volgere sempre la stessa faccia alla stella, con un notevole
sbalzo di temperatura tra il lato illuminato e quello oscuro. A questa distanza, inoltre, le sporadiche eruzioni
flare, tipiche di queste stelle potrebbero rivelarsi letali.
131
Dati Fisici
ACHIRD A-B
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
G3V – K7V
Distanza dal Sole
19,42 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
00h 49m 06,29s
Declinazione
57° 48′ 54,70″
DATI FISICI
Raggio Medio
1,01 - 0,66 Raggi Solari
Massa
1,04 – 0,61 Masse Solari
6,087 – 4.036 K
Temperatura Superficiale
Periodo di Rotazione
24.700 giorni
1,29 – 0,06 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,54
Età Stimata
2,9 miliardi di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,52 – 7,32
Magnitudine Assoluta
4,59 – 8,64
Velocità Radiale
Moto Proprio
10,0 km/s
AR:1086,6 mas/anno – Dec:-559,43 mas/anno
132
Chioma di Berenice
Diadem
Origine del nome
Diadem tradizionale nome. Si dice di rappresentare la corona indossata dalla regina Berenice. Un nome
occasionalmente è Al Dafirah, dal ‫ ال ض ف يرة‬arabo ADJ- afīrah la treccia.
Osservazioni
Beta Comae Berenices, β Com, β Comae Berenices, Beta Comae Berenices è una stella appartenente alla
sequenza principale che si trova a 29,9 anni luce di distanza dal Sistema solare, nella costellazione della
Chioma di Berenice. È una stella di classe spettrale G0-V e attualmente, nonostante sia designata con la
lettera beta, è leggermente più brillante di Alfa Comae Berenices. Beta Comae Berenices è molto simile al
nostro Sole. La superficie della stella ha un ciclo di attività che è stato misurato essere di 16,6 anni quello del
Sole è di 11 anni, ma potrebbe avere anche un secondo ciclo di 9,6 anni. Nella seconda metà del XX secolo
si pensò che questa stella avesse una compagna spettroscopica, idea però recentemente scartata per via di
più accurate misure sulla velocità radiale di Beta Comae Berenices. Intorno a questa stella non sono stati
scoperti pianeti e non vi è alcuna prova di un disco di accrescimento.
133
Dati Fisici
DIADEM
Classificazione
Nana Gialla
Classe Spettrale
G05
Distanza dal Sole
30 anni luce
COORDINATE
13h 11m 52,4s
Ascensione Retta
27° 52′ 41″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,19 Raggi Solari
Massa
1,05 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.000 K
Periodo di Rotazione
10 giorni
Luminosità
1,42 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,07
Età Stimata
1,7 miliardi di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,26
Magnitudine Assoluta
4,45
Velocità Radiale
Moto Proprio
5,2 km/s
AR:-801,94 mas/anno – Dec:882,7 mas/anno
134
Cefeo
Alderamin
Origine del nome
Il nome Alderamin è una contrazione del sintagma arabo ‫ ال يم ين الذراع‬að-ðirā‘ al-yamīn che significa il
braccio destro, con l'articolo determinativo traslitterato nell'alfabeto latino in al come usualmente avviene per
diversi nomi di stelle di origine araba. È conosciuta come 天鉤五 la quinta stella della falce celeste
nell'astronomia cinese.
Osservazioni
Alderamin, α Cephei, è una stella della costellazione di Cefeo, distante circa 49 anni luce dalla Terra. Di
classe spettrale A7, ha circa il doppio della massa e 1,5 volte il diametro del Sole e 18 volte la sua
luminosità. Poco più massiccia del Sole, ma più calda, Alderamin sembra essere una stella in fase di
transizione dalla sequenza principale ad uno stadio di sub gigante. La sua posizione è fortemente boreale e
ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare
anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è invece limitata alle regioni
temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 2,45 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 giugno e novembre; nell'emisfero nord è visibile anche per tutto
l'autunno, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata in
particolare durante i mesi del tardo inverno australe. Questa stella è caratterizzata da una velocità di
rotazione inusualmente elevata 246 km/s all'equatore, all'incirca 125 volte quella del Sole. Normalmente, per
stelle di questa massa, la forza di gravità tende a separare gli elementi chimici più leggeri da quelli più
pesanti, concentrando quest'ultimi verso il nucleo della stella, ma nel caso di Alderamin l'elevata velocità di
rotazione sembra impedire il fenomeno. Anche l'attività elettromagnetica che è condizionata dalla velocità di
rotazione appare insolitamente elevata per una stella di questa classe spettrale. Alderamin, infatti, emette
all'incirca la stessa quantità di raggi x del Sole. Allo stato attuale, la causa di queste anomalie non è ancora
stata chiarita. Sulla sfera celeste, la stella si trova vicina alla traiettoria precessionale del polo nord celeste
ovvero la proiezione del polo nord dell'asse terrestre sulla sfera celeste, con la conseguenza che,
ciclicamente, Alderamin diviene quasi una stella polare venendosi a trovare a meno di 3° dal polo nord
celeste, due gradi in più della stella polare attuale α Ursae Minoris. Alderamin si troverà a queste coordinate
attorno all'anno 7.500.
135
Foto di Alderamin
136
Dati Fisici
ALDERAMIN
Classificazione
Sub Gigante Bianca
Classe Spettrale
A7 IV - V
Distanza dal Sole
48,8 anni luce
COORDINATE
21h 18m 34,8s
Ascensione Retta
62° 35′ 08″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,5 Raggi Solari
Massa
1,74 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.500/8.000 K
Velocità di Rotazione
246 giorni
Luminosità
18 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,22
Età Stimata
Tipo Variabile
Delta Scuti
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,45
Magnitudine Assoluta
1,57
Velocità Radiale
Moto Proprio
-11,5 km/s
AR:149,91 mas/anno – Dec:48,27 mas/anno
137
Alrai
Origine del nome
Alrai o Errai, γ Cephei è una stella doppia situata nella costellazione di Cefeo a 45 anni luce dalla Terra, con
una magnitudine apparente di 3,22. Il suo nome deriva dall'arabo ‫ ال راعي‬ar-rā'ī, che significa Il pastore.
Osservazioni
Il sistema di Alrai consiste in due stelle. La maggiore e più luminosa è una sub gigante arancione di classe
spettrale K1 IV. La minore è una nana rossa, che orbita attorno alla principale secondo una traiettoria ancora
poco conosciuta: l'ipotesi più accreditata è che essa sia molto eccentrica e vari da una distanza minima di 10
UA ad una massima di 29 u.a. nel corso di 70 anni. Alrai è la stella che seguirà la Polare α Ursae Minoris
come stella polare terrestre, a causa della precessione degli equinozi: Alrai si avvicinerà al polo nord celeste
più della polare all'incirca nel 3000 d.C. e sarà al suo avvicinamento massimo nel 4000 d.C. Il titolo passerà
a ι Cephei qualche tempo dopo il 5200 d.C. La stella β Ophiuchi è chiamata alcune volte Alrai, ma è più
comunemente conosciuta come Cebalrai o Kelb Alrai, cane del pastore Nel 1989 fu annunciata dagli
astronomi canadesi Anthony Lawton e P. Wright la presenza di un pianeta orbitante intorno ad Alrai A; si
tratta del primo pianeta extrasolare confermato, la cui scoperta trae fondamento dalla tecnica della velocità
radiale, usata più tardi con successo da altri astronomi. Tuttavia, la notizia fu ritrattata nel 1992, poiché i dati
ottenuti non erano ritenuti abbastanza affidabili da confermarne la scoperta. Nel 2002 però delle nuove
misurazioni, condotte dall'équipe di Artie Hatzes, confermarono la presenza del pianeta.
138
Dati Fisici
ALRAI
Classificazione
Sistema Binario
Classe Spettrale
K1 Ive / M1 V
Distanza dal Sole
45 anni luce
COORDINATE
23h 39m 20,8s
Ascensione Retta
77° 37′ 56″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,7 – 0,5 Raggi Solari
Massa
1,6 – 0,4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.900 / 3.500 K
Periodo di Rotazione
781 giorni
Luminosità
10,6 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,03
Età Stimata
3 miliardi di anni
Tipo Variabile
Delta Scuti
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,22
Magnitudine Assoluta
2,51
Velocità Radiale
Moto Proprio
8,8 km/s
AR:149,91 mas/anno – Dec:12,18 mas/anno
139
Alfirik
Origine del nome
Beta Cephei, Cep β, β Cephei è una stella di terza magnitudine nella costellazione di Cefeo. Ha il nome
tradizionale Alfirk in arabo al-‫ ال فرقة‬firqah, che significa The Flock, in riferimento a un gregge di pecore
Questa stella, insieme a α Cep Alderamin e η Cep Alkidr, sono stati Al Kawākib al Firḳ ‫ال فرق ال كوكب‬, che
significa le stelle di The Flock di Ulug Beg. Beta Cephei è il prototipo delle stelle variabili Beta Cephei.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, avente una declinazione marcatamente
settentrionale 70° 33', il che la rende ben visibile dal nostro pianeta nelle regioni dell'emisfero nord della
Terra, ove appare circumpolare a nord della latitudine 20°N; dall'emisfero sud risulta invece parzialmente
visibile solamente per una piccola fascia vicino all'equatore, a nord della latitudine 19°S. Essendo di
magnitudine apparente pari a 3,16, risulta facilmente osservabile ad occhio nudo, in un cielo non fortemente
affetto da inquinamento luminoso. Si tratta di una stella Be distante circa 600 anni luce di tipo spettrale
B2IIIv, ed è il prototipo di stelle variabili Beta Chepei. Così come altre variabili di questa classe presenta una
variazione di magnitudine dovuta a pulsazioni radiali da 3,16 a 3,27 in un breve arco di tempo 0,19 giorni.
Oltre a questo periodo principale, esistono altri periodi simultanei di 4,72, 4,46, 4,43, 4,88 e 4,30 ore. Beta
Cephei è una stella tripla; la principale è una gigante blu di 10 masse solari e poco più di 20 milioni di anni di
vita, ed è accompagnata da due stelle di colore bianco, di cui una dista dalla principale 45 u.a.. con un
periodo orbitale di 90 anni, mentre la più lontana, visibile con un piccolo telescopio, dista dalla principale
2400 u.a.., impiegando più di 30.000 anni per compiere una rivoluzione attorno alla principale.
140
Dati Fisici
ALFIRK
Classificazione
Sistema Binario
Classe Spettrale
B2 IIIv
Distanza dal Sole
600 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 28m 39,6s
Declinazione
70° 33′ 38,57″
DATI FISICI
Raggio Medio
7,5 - 9 Raggi Solari
Massa
10,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
26.700 K
Periodo di Rotazione
Luminosità
14.600 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,19
Età Stimata
22,2 milioni di anni
Tipo Variabile
Beta Cephei
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,16
Magnitudine Assoluta
-3,08
Velocità Radiale
-8,2 km/s
AR:12,54 mas/anno – Dec:8,39 mas/anno
Moto Proprio
141
Al Agemim
Origine del nome
Eta Cephei, η Cep, η Cephei è una stella nella costellazione circumpolare settentrionale di Cefeo. Condivide
il nome di Al Kidr con θ Cep, anche se il significato di questo nome è sconosciuto. Questa stella, insieme a α
Cep Alderamin e β Cep Alfirk, sono stati identificati come Al Kawākib al Firḳ ‫ال فرق ال كوكب‬, che significa le
stelle di The Flock identikit di un delitto di Ulug Beg. Con un apparente magnitudine visuale di 3.4, si tratta di
una stella di terza magnitudine, che, secondo la Bortle dark-Sky Scala, è facilmente visibile ad occhio nudo,
misure parallasse ha messo ad una distanza di 46,53 anni luce 14,27 parsec, dalla Terra. In cinese, 天 钩
Tian Gou, il che significa Hook celeste, si riferisce ad un asterismo composto da η Cephei, 4 Cephei, HD
194298, θ Cephei, α Cephei, ξ Cephei, 26 Cephei, ι Cephei e ο Cephei. di conseguenza, η Cephei è noto
come 天 钩 四 Tian Gou Sì, inglese:. la quarta stella di Hook Celeste
Osservazioni
Eta Cephei è una stella nella costellazione del Cefeo, di magnitudine apparente 3,41 dista 46,5 anni luce
dalla Terra. La sua posizione è fortemente boreale e ciò comporta che la stella sia osservabile
prevalentemente dall'emisfero nord, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni
temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia
tropicale. La sua magnitudine pari a 3,4 le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di
moderate dimensioni, 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; nell'emisfero nord è visibile anche per tutto l'autunno, grazie alla declinazione boreale
della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata in particolare durante i mesi del tardo inverno
australe. Eta Cephei è più massiccia del Sole, del 50%, ed ha un raggio 4 volte superiore ed una
temperatura superficiale che è stata stimata in 4858 K Si tratta di una stella nella fase di transizione da sub
gigante a gigante, finito di fondere l'idrogeno in elio nel suo nucleo, entro 150 milioni di anni si espanderà
ulteriormente, diventerà una vera e propria gigante rossa. A quel punto, con un diametro che sarà molto
superiore ad ora, arriverà a splendere 1000 volte la luminosità solare.
Possibile un Pianeta
Si sono fatti studi sulla ricerca di pianeti attorno ad Eta Cephei e i più recenti non ne hanno ancora
confermato l'esistenza, ma un team del McDonald Observatory, autori di uno studio del 2006, ha definito i
limiti per l'eventuale pianeta; una massa compresa tra le 0,13 e 2,14 masse gioviane ad una distanza
compresa tra 0,05 e le 5,2 u.a..
142
143
Dati Fisici
AL AGEMIM
Classificazione
Sub Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0I V
Distanza dal Sole
46,5 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 45m 17,33s
Declinazione
61° 50′ 19,62″
DATI FISICI
Raggio Medio
4 Raggi Solari
Massa
1,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.858 K
Velocità di Rotazione
6,79 km/s
Luminosità
9,7 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,94
Età Stimata
1,6 miliardi di anni
Tipo Variabile
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,41
Magnitudine Assoluta
2,63
Velocità Radiale
Moto Proprio
-87,55
AR:86,50 mas/anno – Dec:818,02 mas/anno
144
Erakis
Origine del nome
Mu Cephei, μ Cep, μ Cephei, nota anche con le sigle HIP 107259, HD 206936 e SAO 33693, conosciuta
anche come Granatus Sidus Stella granata, è una stella supergigante rossa situata nella costellazione di
Cefeo. L'altro nome tradizionale, Erakis, presente nel catalogo stellare di Antonín Bečvář, è probabilmente
attribuibile a Arrakis μ Draconis, il cui nome arabo è al-Rāqis ar-rá:qis. È stata chiamata Stella granata da
Giuseppe Piazzi nel suo catalogo stellare, il Catalogo di Palermo; il nome deriva da un commento fatto da
William Herschel, nell'edizione del 1783 del suo Philosophical transactions, su alcune stelle non registrate
nel British Catalogue di John Flamsteed. Herschel disse di questa stella: Ha un bellissimo e profondo colore
granata, simile a quello della stella periodica Omicron Ceti, per questo motivo l'astro è popolarmente noto
come Stella Granata di Herschel. La stella appare di questo colore per via della bassa temperatura
superficiale, di circa 3000 K.
Osservazioni
Mu Cephei è una supergigante rossa di tipo spettrale M2 Ia, le cui dimensioni sono colossali: possiede infatti
un raggio 1420 volte quello del Sole, e se si trovasse al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino alle
orbite di Giove e Saturno. Si conoscono solo sette stelle più grandi, tra quelle di cui è stato possibile stimare
il raggio e comunque è l'astro più grande che sia possibile vedere ad occhio nudo sia pur non facilmente. È
anche una stella variabile ed è il prototipo di una classe di variabili chiamate appunto variabili Mu Cephei. La
sua magnitudine apparente varia tra 3,62 e 5,1 in un periodo compreso tra 2 e 2,5 anni, senza regolarità
apparenti; a dispetto della magnitudine apparente relativamente bassa, la stella è in realtà luminosissima: la
sua magnitudine assoluta, infatti, si aggira attorno a -7,0 e, sommando la sua emissione nel visibile con
quella nell'infrarosso, raggiunge una luminosità pari a 350.000 volte quella del Sole: una delle stelle più
brillanti conosciute. Appare debole solo per la sua distanza, pari a circa 3000 anni luce. Mu Cephei è anche
una stella multipla, con una compagna di magnitudine 12.3, e una più distante di magnitudine 12.7. La stella
si trova nelle ultime fasi della sua evoluzione: ha iniziato a fondere l'elio in carbonio, dopo aver cessato la
normale fusione di idrogeno in elio. È prevedibile che la sua vita durerà ancora alcuni milioni di anni, al
termine dei quali probabilmente esploderà, a causa della sua massa pari a 19 volte quella del Sole, in
supernova, che illuminerà brevemente i cieli della Terra con un'intensità pari quasi a quella della luna piena
Mu Cephei Erakis visto su Google Earth
145
146
Dati Fisici
ERAKIS
Classificazione
Super Gigante Rossa
Classe Spettrale
M2 la
Distanza dal Sole
3.000 anni luce
COORDINATE
21h 43m 30.46s
Ascensione Retta
58° 46′ 48,2″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1.420 Raggi Solari
Massa
19,2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.700 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
350.000 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
1,87
Età Stimata
10 milioni di anni
Periodo di Rotazione
1.265giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,04
Magnitudine Assoluta
-7,63
Velocità Radiale
19,3
AR:5,25 mas/anno – Dec:-2,88 mas/anno
Moto Proprio
147
Cigno
Deneb
Origine del nome
Deneb deriva il suo nome da Dhaneb, la parola araba per coda, contrazione di ‫ ذنب الدجاجة‬Dhanab ad-Dajāja.
La coda della gallina Il riferimento a una gallina anziché a un cigno si spiega con il fatto che, sebbene la
costellazione in ambiente romano, greco, arabo e mesopotamico sia stata costantemente rappresentata
come un uccello, essa ha di volta in volta preso la forma di un cigno o di un'aquila o di una gallina o di un
piccione. Nomi simili a quello di Deneb sono stati dati ad almeno altre sette stelle, fra cui le più note sono
Deneb Kaitos, la stella più brillante della costellazione della Balena, Deneb Algedi, la stella più brillante del
Capricorno, e Denebola, la seconda stella più luminosa del Leone. In tutti questi casi il nome della stella si
riferisce alla coda dell'animale che la rispettiva costellazione rappresenta. Dall'espressione araba Dhanab
ad-Dajāja deriva il nome Denebadigege, utilizzato per Deneb nelle Tavole alfonsine; varianti di questo nome
sono Deneb Adige e Denebedigege. Un altro nome riportato dalle Tavole alfonsine è Arided, derivante da Al
Ridhādh, un nome per la costellazione dal significato incerto, sebbene sembra discenda dal nome di un
qualche fiore dall'odore dolce. Il poeta e scrittore tedesco Philipp von Zesen 1619-1698, sulla base di questa
associazione della costellazione con un fiore, chiamava la stella Os rosae bocca di rosa o Rosemund, nome
tedesco di significato equivalente. Invece Johann Bayer chiama la stella Gallina, con evidentemente
riferimento all'espressione araba. In ambiente cinese, 天津 Tiān Jīn, che significa Guado Celeste, si riferisce
a un asterismo appartenente alla costellazione della Ragazza, che comprende Deneb, γ Cygni, δ Cygni, 30
Cygni, ν Cygni, τ Cygni, υ Cygni, ζ Cygni e ε Cygni. Deneb è di conseguenza chiamata 天津四 Tiān Jīn sì, la
Quarta Stella del Guado Celeste. Nella favola cinese di Qixi, Deneb rappresenta il ponte di gazze ladre che
attraversa la Via Lattea e che permette ai due amanti Niu Lang Altair and Zhi Nü Vega di riunirsi una volta
all'anno, in tarda estate. In altre versioni della favola, Deneb è una fata che sorveglia gli incontri dei due
amanti. In astrologia si crede che Deneb conferisca un intelletto vivace e portato all'apprendimento. Di
conseguenza, essa è favorevole agli scienziati e agli artisti, soprattutto a quelli che mirano alla ricchezza
servendosi delle loro scoperte e delle loro opere
Osservazioni
Situata sullo sfondo della Via Lattea, Deneb è facilmente individuabile nel cielo notturno a causa della sua
luminosità e a causa dell'appartenenza al più appariscente asterismo del cielo estivo dell'emisfero boreale, il
Triangolo estivo, formato, oltre che da Deneb, da Vega della Lira e da Altair dell'Aquila. Deneb, la meno
brillante delle tre stelle, dista 38° da Altair e 24° da Vega, mentre la distanza angolare fra Vega e Altair
misura 34°. Deneb quindi forma con Vega la base di un triangolo quasi isoscele, di cui costituisce il vertice
più settentrionale. È anche la stella più settentrionale della Croce del Nord, l'asterismo che comprende le
stelle più luminose della costellazione del Cigno: assieme ad Albireo β Cygni, Deneb forma il braccio più
lungo di tale Croce. Avendo una declinazione di 45° circa, la sua osservazione è privilegiata dall'emisfero
boreale della Terra, dove a nord della latitudine 45° N appare circumpolare, mentre nell'emisfero australe è
visibile solo a nord della latitudine 45° S. La stella quindi non è mai visibile dall'Argentina e dal Cile
meridionali, dalle Isole Falkland, dalle regioni più meridionali della Nuova Zelanda e dal continente antartico.
Il periodo migliore per la sua osservazione nell'emisfero boreale è nella stagione estiva, sebbene sia visibile
nel cielo serale bassa all'orizzonte fino a gennaio inoltrato, mentre nell'emisfero australe Deneb si presenta
bassa sull'orizzonte ed il periodo migliore per l'osservazione cade nei mesi di agosto e settembre. Per via
della precessione degli equinozi Deneb è passata ad appena 7° dal polo nord celeste circa 18.000 anni fa, e
tornerà in quella posizione attorno all'anno 9800. Deneb inoltre è attualmente la stella polare settentrionale di
Marte.
148
Conoscere la distanza a cui si trova una stella è indispensabile per studiare con precisione le sue
caratteristiche fisiche. Infatti dalla luminosità apparente di un astro e dalla sua distanza è possibile dedurre la
sua luminosità assoluta; dalla luminosità assoluta e dalla temperatura superficiale, inferibile dallo spettro
della radiazione stellare, è possibile dedurre il raggio dell'astro. Inoltre, individuata la posizione sul
diagramma H-R, data dalla luminosità e dalla classe spettrale, è possibile inferire la massa della stella.
Sfortunatamente, la distanza di Deneb non è stata ancora determinata con precisione e questo complica di
molto lo studio di questa stella. Infatti Deneb è troppo lontana perché la misura della sua parallasse,
effettuata anche con gli strumenti più moderni attualmente a disposizione, come il satellite Hipparcos, sia
accurata. La prima riduzione dei dati di Hipparcos, effettuata nel 1997, era risultata in una parallasse di 1,01
mas, corrispondenti a una distanza di 1/0,00101 = 990 pc, equivalenti a circa 3230 anni luce. La nuova
riduzione dei dati del satellite, risalente al 2007, ha dato una parallasse molto più grande, di 2,31 mas,
equivalenti a una distanza di 1/0,00231 = 432 pc, ossia circa 1410 anni luce. Tuttavia, Schiller & Przybilla
2008, basandosi sull'appartenenza di Deneb all'associazione Cyg OB7 e su dati spettroscopici, pongono
Deneb alla distanza di 802 pc 2615 anni luce. Il satellite Gaia, successore di Hipparcos, che dovrebbe
essere lanciato nel 2013 e che fornirà misurazioni di almeno due ordini di grandezza più precise rispetto al
suo predecessore, potrebbe dirimere definitivamente la questione della distanza di Deneb.
Triangolo Estivo
Confronto fra le dimensionio di Deneb e il nostro Sole il puntino a destra
149
Deneb
150
Dati Fisici
DENEB
Classificazione
Super Gigante bianca
Classe Spettrale
A2 lae
Distanza dal Sole
2.600 anni luce
COORDINATE
h
m
s
Ascensione Retta
20 41 25,91
Declinazione
45° 16′ 49,22″
DATI FISICI
Raggio Medio
203 Raggi Solari
Massa
19 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.525 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
205.000 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,09
Età Stimata
11,6 milioni di anni
Periodo di Rotazione
40 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,25
Magnitudine Assoluta
-8,38
Velocità Radiale
-4,5
AR: 2,01 mas/anno – Dec: 1,85 mas/anno
Moto Proprio
151
Sadr
Origine del nome
Sadr nota anche come Sadir o Sador; γ Cygni, γ Cyg è la seconda stella più brillante della costellazione del
Cigno, dopo Deneb α Cyg. Situata al centro dell'asterismo noto come Croce del Nord, possiede una
magnitudine apparente di 2,23. Il suo nome deriva dall'arabo ‫ صد ر‬şadr, busto, da cui deriva anche il nome
della stella Shedir α Cassiopeiae. Dista dal sistema solare circa 1500 anni luce.
Osservazioni
Sadr è una stella supergigante gialla di classe spettrale F8 Ib temperatura superficiale 6500 K, con una
luminosità 65.000 volte quella del Sole ed una massa pari a 12 masse solari, motivo per il quale si ritiene
che la stella esploderà in supernova forse di tipo II, al termine della propria esistenza. Sul diagramma
Hertzsprung-Russell, Sadr si trova nella striscia di instabilità, la regione a cui appartengono le stelle pulsanti,
soggette a variazioni nella luminosità; sebbene non manifesti delle forti variazioni tra un massimo e un
minimo della luminosità, Sadr è comunque una stella variabile, che fluttua di luminosità in un periodo
irregolare che si aggira sui 74 giorni. Situata visivamente in una complessa regione della Via Lattea, appare
circondata dalla nebulosa a emissione diffusa IC 1318, illuminata da calde stelle nane blu di recente
formazione; Sadr tuttavia non fa parte del complesso nebuloso, poiché si trova a una distanza intermedia
rispetto a quella della nebulosa ed appare dunque in primo piano rispetto ad essa. L'ammasso aperto NGC
6910, che appare nel medesimo campo visivo, è situato a una distanza ancora superiore rispetto alla
nebulosa e alla stella.
152
Dati Fisici
SADR
Classificazione
Super Gigante gialla
Classe Spettrale
F8 lb
Distanza dal Sole
1.520 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 22m 13,70s
Declinazione
40° 15′ 24,04″
DATI FISICI
Raggio Medio
225 Raggi Solari
Massa
12 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.450 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
65.000 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,673
Età Stimata
120 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,23
Magnitudine Assoluta
-6,12
Velocità Radiale
-7,5
AR: 2,43 mas/anno – Dec: -0,93 mas/anno
Moto Proprio
153
Gienah
Origine del Nome
Gienah Cygni, ε, Cyg, ε Cygni, Epsilon Cygni è una stella gigante appartenente alla costellazione del Cigno,
una delle 48 costellazioni già individuate da Tolomeo. Il suo nome proprio deriva dall'arabo ‫جناح‬, janāħ, che
significa ala, essendo Gienah Cygni posizionata sull'ala orientale del Cigno. Tuttavia anche Gamma Corvi
possiede lo stesso nome proprio, indicando l'ala del Corvo. Per evitare confusioni, quindi, è uso chiamare
Epsilon Cygni con il nome di Gienah Cygni e Gamma Corvi con quello di Gienah Corvi. Gienah Cygni
splende alla magnitudine apparente di 2,50, il che ne fa, nonostante Bayer le abbia assegnato la lettera ε, la
terza stella più luminosa della costellazione dopo Deneb e Sadr. Essa dista dalla Terra 72 anni luce. Avendo
declinazione 33°N è visibile in tutto l'emisfero boreale, ma anche in molte delle regioni popolate dell'emisfero
australe.
Osservazioni
La sua posizione moderatamente boreale fa sì che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero
nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta
invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale. La sua magnitudine, pari a 2,50, 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 giugno e novembre; nell'emisfero
nord è visibile anche per tutto l'autunno, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero
sud può essere osservata in particolare durante i mesi del tardo inverno australe. Gienah Cygni è una stella
giallo-arancione di classe spettrale K0III. Dalla distanza e dalla sua magnitudine apparente si può ricavare
che la sua luminosità intrinseca è 61 volte quella solare. Poiché la sua temperatura superficiale è 4.725 K,
se ne deduce un raggio 12 volte quello del Sole. La teoria dell'evoluzione stellare ci dice che probabilmente ε
Cygni ha una massa doppia rispetto a quella del Sole e una età che si aggira intorno al miliardo e mezzo di
anni. È giunta a uno stadio avanzato della sua evoluzione: esaurito l'idrogeno del suo nucleo, sta ora
verosimilmente fondendo l'elio in carbonio e ossigeno. Ha cominciato la sua esistenza come una stella di
sequenza principale di classe spettrale A. È destinata a diventare una nana bianca. Una caratteristica
peculiare di Gienah Cygni è l'elevato moto proprio, circa il doppio del normale.
154
Dati Fisici
GIENAH
Classificazione
Gigante giallo-arancione /stella rossa di
sequenza principale
Classe Spettrale
K0 III / M3V
Distanza dal Sole
72,1 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 46m 12,68s
Declinazione
33° 58′ 12,92″
DATI FISICI
Raggio Medio
12 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.725 / = K
Velocità di Rotazione
3 / = km/s
Luminosità
61 / = Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,673
Età Stimata
1,5 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
=
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,50 / 13,40
Magnitudine Assoluta
1,08 / 11,99
Velocità Radiale
Moto Proprio
-10,6
AR:356,17 mas/anno – Dec 330,28 mas/anno
155
Rukh
Origine del nome
Delta Cygni, δ Cyg, 18 Cygni, HD 186882 è la quarta stella più brillante della costellazione del Cigno.
Conosciuta anticamente con il nome di Rukh, si tratta di una stella tripla che si trova circa a 170 anni luce di
distanza. Costituisce l'ala occidentale del Cigno e uno dei bracci della Croce del Nord. La sua magnitudine
apparente è 2,9.
Osservazioni
Avendo una declinazione di 45°, la sua osservazione è favorita dall'emisfero boreale, da dove è visibile da
maggio fino a dicembre. Più penalizzati sono gli osservatori posti nell'emisfero australe: la stella non sorge
mai nelle latitudini a sud del 45° parallelo di questo emisfero. La principale è una stella sub gigante blu di
classe B9,5 con una massa 3 volte quella solare, un raggio quasi 5 volte quello della nostra stella e una
luminosità 180 volte maggiore. La compagna, di sesta magnitudine, è di tipo spettrale F, la sua massa è 1,6
volte quella del Sole ed è relativamente vicina alla principale dalla quale dista circa 157 u.a.. Analisi
sull'eccentricità orbitale indicano che la loro distanza varia tra le 84 e 230 u.a.., con un periodo orbitale di
780 anni. La terza componente del sistema, un nana gialla di 0,66 masse solari e dodicesima magnitudine, è
più lontana dalle altre due. Delta Cygni sarà la stella polare intorno all'anno 11250 d.C. per circa 4 secoli a
causa del ciclo di precessione degli equinozi.
156
Dati Fisici
RUKH
Classificazione
Sub Gigante Blu
Classe Spettrale
B9 5IV / F1V
Distanza dal Sole
171 anni luce
COORDINATE
19h 44m 58,5s
Ascensione Retta
45° 07′ 51″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,7 / = Raggi Solari
Massa
3 /1,6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.800 / 7.300 K
Velocità di Rotazione
135 / = km/s
Luminosità
61 / = Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,58
Età Stimata
=
Periodo di Rotazione
=
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,86 / 6,33
Magnitudine Assoluta
-0,74
Velocità Radiale
-20,1
AR:44,07 mas/anno – Dec 48,66 mas/anno
Moto Proprio
157
Albireo
Origine del nome
Il nome arabo assegnato a questa stella è Minqār al-Dajāja, che tradotto letteralmente significa il becco della
gallina, definizione che rimanda alla posizione di Albireo all'interno della costellazione. Tenendo conto di ciò,
viene in un certo senso confermata l'ipotesi secondo la quale il nome attuale della stella sia frutto di un
errore di trascrizione. In un'edizione del 1515 dell'Almagesto, il nome Albireo viene collegato all'espressione
latina ab ireo che significa dall'iris, dove il termine Ireus, ovvero l'iris, potrebbe essere una trascrizione errata
della parola greca Ornis, che significa uccello.
Osservazioni
Albireo β Cygni è una stella doppia situata su un estremo del braccio più lungo della croce che costituisce la
struttura della costellazione del Cigno, l'altro estremo è Deneb α Cygni. È considerata una delle più belle
stelle doppie del cielo poiché è costituita da due stelle di colore contrastante:

Albireo A la più brillante della coppia, ha magnitudine apparente 3,1; è una gigante di classe K3, con
temperatura 4.400 kelvin, inferiore a quella del Sole, ma con raggio 50 volte superiore; il suo colore
prevalentemente giallo e la sua massa è calcolata essere 5 volte quella solare. La sua luminosità è
950 volte quella solare.

Albireo B, magnitudine 5,1 è invece una stella nana di classe B8, quindi di colore blu, temperatura
superficiale di 12.100 kelvin, molto più elevata di quella solare; la sua massa è calcolata essere 3,3
volte quella solare. La sua luminosità è 190 volte quella solare. Si distingue per l'alta velocità
orbitale: completa un giro su sé stessa in 0,6 giorni. Viene anche classificata come stella Be.
Albireo A è a sua volta una binaria spettroscopica; la sua compagna, Albireo C, è molto vicina e perciò non
risolvibile dai telescopi. Albireo C è molto simile alla compagna visibile Albireo B: è una stella bianco-azzurra
di sequenza principale di classe B9 e magnitudine apparente 5,5. Dista dalla componente A 40 u.a. e il loro
periodo orbitale è calcolato in quasi 100 anni. Le distanze dal Sole sono state recentemente rettificate
attraverso l'analisi del satellite Hipparcos e sono rispettivamente di 434 anni luce per la componente A e di
400 anni luce per la componente B. In base alle distanze non ancora rettificate risultavano pertanto separate
da 34 secondi d'arco, ciò significa che le due stelle distano tra loro circa 650 miliardi di chilometri 50 volte la
grandezza del sistema solare. Data l'enorme distanza per lungo tempo sì è pensato che fosse una doppia
ottica, cioè senza un legame gravitazionale tra le due componenti. Comunque oggi si è portati a credere che
sia un vero sistema binario con un periodo orbitale di molte migliaia di anni, forse 100.000 anni.
158
Albireo A e B
159
Dati Fisici
ALBIREO A/B
Classificazione
Gigante Gialla e Nana Blu
Classe Spettrale
K3 II / B8 V
Distanza dal Sole
434 / 400 anni luce
COORDINATE
19h 30m 43,3s
Ascensione Retta
27° 57′ 35″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
55,6 / 3,1 Raggi Solari
Massa
5 / 3,2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.300 / 12.100 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
950 / 190 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
1,13
Età Stimata
=
Periodo di Rotazione
= / 0,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
Variabile tra 3,08 e 5,10
Magnitudine Assoluta
-2,28 / -0,26
Velocità Radiale
-20,1
AR:-7,09 mas/anno – Dec: -5,67 mas/anno
Moto Proprio
160
Serpente
Il Serpente in latino Serpens è una delle 88 costellazioni moderne ed era anche una delle 48 elencate da
Tolomeo. È l'unica delle moderne costellazioni ad essere divisa in due parti: la Testa del Serpente, Serpens
Caput, ad ovest e la Coda del Serpente, Serpens Cauda, ad est. Tra queste due parti si trova la
costellazione di Ofiuco, colui che porta il serpente.
Unukalhai
Origine del nome
Alpha Serpentis include i nomi Unukalhai, dall'arabo ‫ الح ية ع نق‬Unuq Collo del Serpente al-Ħayyah, e Cor
Serpentis dal latino il Cuore del Serpente. E 'stato un membro dell’araba indigena asterismo Nasaq alYamani, Linea Sud di al-Nasaqān le due linee. insieme a Ser δ Qin, Tsin, ε Ser Ba, Pa, δ Oph YED Prior, 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, Oph δ, ε Oph, ζ e γ Oph Oph In cinese, 天 市 右 垣 Tian Shì si yuan, vale a dire 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 α Serpentis, β Herculis, γ Herculis, κ
Herculis, γ Serpentis, Serpentis β, δ, ε Serpentis Serpentis Ophiuchi, δ, ε e ζ Ophiuchi Ophiuchi. Di
conseguenza, α Serpentis è nota come 天 市 右 垣 七 Tian yuan Shì yoU QI, inglese: la Stella settima parete
destra della custodia mercato celeste, rappresentano la stato di Shu 蜀 o Shuh con λ Ser nelle opere
RHAllen.
Osservazioni
Alfa Serpentis α Serpentis, α Ser, conosciuta anche con il nome tradizionale di Unukalhai, è una stella
visibile nella costellazione del Serpente. Si tratta di una gigante arancione di tipo spettrale K2IIIb, di
magnitudine apparente di 2,63. La gigante arancione ha una massa 1,8 volte quella solare, ma con un
raggio 15 volte maggiore irradia 70 volte più luce del Sole, considerando anche la luce infrarossa. Come
altre stelle dello stesso tipo, giganti arancioni non troppo fredde, emette raggi-X, seppure in misura modesta
A 58 secondi d'arco dalla stella principale si trova una compagna di dodicesima magnitudine, ed un'altra
stella, ancor più debole, si trova 2,3 minuti d'arco dalla principale.
161
Dati Fisici
UNUKALHAI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2 IIIb
Distanza dal Sole
73 anni luce
COORDINATE
15h 44m 16,1s
Ascensione Retta
06° 25′ 32″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
15 Raggi Solari
Massa
1,79 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.300 K
Velocità di Rotazione
4,3 km/s
Luminosità
70 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
1,17
Età Stimata
=
Periodo di Rotazione
=
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,63
Magnitudine Assoluta
0,87
Velocità Radiale
Moto Proprio
3,03 km/s
AR:133,84 mas/anno – Dec: 44,81 mas/anno
162
Chow
Origine del Nome
Beta Serpentis o Chow era uno dei membri dell'asterismo arabo al-Nasaq al-Sha'āmī, La linea settentrionale
di al-Nasaqān Le due linee, assieme a β Herculis Kornephoros, γ Herculis Hejian, Ho Keen e γ Serpentis
Zheng, Ching. Secondo il catalogo stellare riportato nel Technical Memorandum 33-507 - A Reduced Star
Catalog Containing 537 Named Stars, al-Nasaq al-Sha'āmī o Nasak Shamiya era un nome posseduto da tre
stelle: β Ser, conosciuta come Nasak Shamiya I, γ Ser come Nasak Shamiya II e γ Her come Nasak
Shamiya III viene pertanto esclusa β Her. In cinese 天市右垣 zTiān Shì Yòu Yuán, avente significato il muro
destro del recinto del mercato celeste, si riferisce a un asterismo che rappresenta undici Stati dell'antica
Cina e che comprende, oltre a β Serpentis, β Herculis, γ Herculis, κ Herculis, γ Serpentis, δ Serpentis, α
Serpentis, ε Serpentis, δ Ophiuchi, ε Ophiuchi e ζ Ophiuchi. Di conseguenza, β Serpentis è chiamata
天市右垣五 Tiān Shì Yòu Yuán wu, cioè la quinta stella del muro destro del recinto del mercato celeste.
Inoltre, essa rappresenta la dinastia Zhou, assieme a η Capricorni e 21 Capricorni, nella costellazione cinese
della Ragazza
Osservazioni
Beta Serpentis, β Ser, β Serpentis, 28 Serpentis è un sistema stellare nella costellazione del Serpente. Si
trova a 155 anni luce di distanza dal sistema solare e forma parte della corrente di stelle dell'associazione
dell'Orsa Maggiore. Si individua nella parte più settentrionale della Testa del Serpente, al confine con le
costellazioni di Ercole, della Corona Boreale e di Boote. Con una magnitudine di 3,65 è la quinta in ordine di
luminosità all'interno della costellazione. Ciononostante, la nomenclatura di Bayer le assegna la lettera Beta,
forse per la sua posizione più settentrionale. Essendo posta circa 15° a nord dell'equatore celeste, Beta
Serpentis è una stella dell'emisfero boreale. Tuttavia tale posizione la rende osservabile da tutte le regioni
popolate della Terra. Il periodo più indicato per la sua osservazione nel cielo serale va da maggio a
settembre. La stella principale, Beta Serpentis A, è una subgigante bianca di tipo spettrale A2IV di
magnitudine apparente 3,65. Ha un'alta velocità di rotazione e compie un giro su sé stessa in circa 23 ore.
Ha una massa 2,5 volte quella del Sole e la sua luminosità è 60 volte superiore. Beta Serpentis B è una
nana arancione di tipo spettrale K3V, di magnitudine 9,9 e separata fisicamente dalla principale di 1500
u.a.., con un periodo orbitale superiore ai 31.000 anni, mentre una terza componente, Beta Serpentis C,
anch'essa una nana arancione di undicesima magnitudine, dista dal centro di massa del sistema oltre 9.500
u.a.. e il periodo orbitale è superiore ai 500.000 anni. A mezzo grado dalla tripla ABC è osservabile la stella
HD 140665, di magnitudine 8,17. Essendo distante 160 anni luce, è verosimile che essa faccia parte del
sistema di Beta Serpentis. HD 140665 è a sua volta una stella doppia, formata da una stella di classe
spettrale G0 e da una meno massiccia stella di classe spettrale K. La coppia è separata da almeno 285 u.a.
e compie un'orbita intorno al comune centro di massa in almeno 3700 anni. Se fosse davvero legata
gravitazionalmente alla tripla ABC, Beta Serpentis sarebbe quindi un sistema quintuplo.
163
Foto di Chow
164
Dati Fisici
CHOW
Classificazione
Stella Multipla
Classe Spettrale
A3 VD
Distanza dal Sole
155 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 46m 11,2s
Declinazione
15° 25′ 18,9″
DATI FISICI
Raggio Medio
3,6 Raggi Solari
Massa
2,4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.550 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
61 Luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,07
Età Stimata
=
Periodo di Rotazione
23 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,65
Magnitudine Assoluta
0,29
Velocità Radiale
-0.8 km/s
AR: mas/anno – Dec: mas/anno
Moto Proprio
165
Tang
Origine del nome
Eta Serpentis, Ser η, η Serpentis o Tang, In astronomia cinese , la stella è conosciuta come 天 市左垣 tian
Shì Zuǒ Yuan , 'significato della parete sinistra della custodia mercato celeste , il nome si riferisce a un
asterismo che rappresenta undici stati vecchi in Cina. Il confine più a sinistra del recinto è costituito da η
Serpentis, Herculis
δ,λ
Herculis , Herculis
μ,ο
Herculis , 112
Herculis , η
Ophiuchi , ζ
Aquilae , θ Serpentis , ν Ophiuchi e ξ Serpentis . Di conseguenza, η stessa Serpentis è noto come 天
市左垣八 Tian Yuan Shì Zuǒ bA ,l'ottava stella di parete sinistra della custodia mercato celeste , che
rappresenta la regione di Donghai 东海, illuminato. Significa orientale del mare, forse un riferimento al Mar
Cinese orientale .
Osservazioni
Eta Serpentis Ser η, η Serpentis è una stella nella costellazione Serpente . In particolare, si trova nel
Serpente Cauda, la coda del serpente. La stella ha una magnitudine apparente visuale di 3,260, ed è
visibile ad occhio nudo. Parallasse misurazione fornisce una stima di 60,5 anni luce, 18,5 parsec, dalla
Terra. Questa stella è più grande del Sole, con il doppio della massa e quasi sei volte il
raggio. Lo spettro corrisponde a una classificazione stellare di K0 III-IV, con la classe di luminosità del III-IV
corrispondente a un evoluto stelle che si trova tra le sub giante e gigante. La stella espansa busta esterna si
irradia circa 19 volte la luminosità del Sole a una temperatura effettiva di 4890 K. A questa temperatura, ha
una tonalità arancione tipica di una stella di tipo K. Eta Serpentis visualizza solare come oscillazioni con un
periodo di 0,09 giorni.
166
Dati Fisici
TANG
Classificazione
Gigante
Classe Spettrale
K0 III-IV
Distanza dal Sole
60,5 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 21m 18,60s
Declinazione
-02° 53′ 55,78″
DATI FISICI
Raggio Medio
5,9 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.890 K
Velocità di Rotazione
2,6 km/s
Luminosità
19 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,94
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,26
Magnitudine Assoluta
1,87
Velocità Radiale
Moto Proprio
8,4 km/s
AR:-547,75 mas/anno – Dec:-701,42 mas/anno
167
Corona Boreale
Alphekka
Origine del nome
Ha la tradizionale nomi Alphecca, Alphekka, Gemma , Gnosia, Gnosia, Stella Coronae, e Asteroth Astarte. Il
nome Alphecca è arabo , abbreviazione di ‫ ال فكة ن ير‬nayyir al-fakka la luminosa stella della rotta anello di
stelle. Gemma è latino per gioiello. Gnosia è anche latino, abbreviazione di Gnōsia stella corona, stella della
corona di Cnosso . Asteroth è ebraico, ‫' תורתשע‬ašterôt Astarte, idoli. Come la stella più brillante Corona
Borealis, ha dato il suo nome alla più brillante Corona Australis , Alphekka Meridiana . Il termine nayyir alfakka o Nir al Feccah era apparso nel catalogo Al Achsasi Al Mouakket. In cinese, 贯索 Guan Suǒ , il che
significa Thong a spirale , si riferisce ad un asterismo composto da α Coronae Borealis, π Coronae
Borealis , θ Coronae Borealis , β Coronae Borealis , γ Coronae Borealis , δ Coronae Borealis , ε Coronae
Borealis , ι Coronae Borealis e ρ Coronae Borealis . Di conseguenza, α Coronae stesso Borealis è noto
come 贯索四 Guan Suǒ Sì , inglese:. la quarta stella di Thong a spirale.
Osservazioni
Alpha Coronae Borealis α CrB, α Coronae Borealis è una stella binaria nella costellazione Corona Boreale . Si
trova a circa 75 anni luce dal sistema solare . Il componente principale è un bianco sequenza principale che ha
una classificazione stellare di A0V e 2,6 volte la massa del Sole . Le stime della gamma raggio della stella 2,89-3,04
volte il raggio del sole . Un eccesso di radiazione infrarossa a 24 micron e 70 micron è stato rilevato per la stella
primaria dai IRAS . Ciò suggerisce la presenza di un grande disco di polveri e materiale attorno Alphecca,
speculazione richiesta di un planetario o proto planetario sistema simile a quello attualmente assunto
intorno Vega . La componente secondaria è una stella gialla di sequenza principale con una classe stimata
stellare di G5, 0,92 volte la massa del Sole e 0,90 volte il raggio del sole. La X-ray luminosità di questa stella
è 6 × 10 28 erg s -1 , che è 30 volte superiore al livello di attività di picco del sole. Questo livello di attività più
elevato è previsto per una giovane stella di questa classe. La corona ha una temperatura di circa 5000 K,
che è molto più calda della corona solare. Il limite superiore di 14 km/s per la velocità di rotazione
equatoriale è equivalente ad un periodo di rotazione di 3 giorni. Più probabilmente, il periodo di rotazione è
di 7-9 giorni. Le stelle sono in orbita gli uni degli altri in un orbita eccentrica uno ogni 17,36 giorni. Poiché il
piano di questa orbita è inclinata di un angolo di 88,2° rispetto alla linea di vista della Terra, la coppia forma
una binaria a eclisse, sistema simile a Algol β Per. Il risultato periodica eclissi in una variazione di grandezza
di 2,21-2,32, , che è appena percettibile ad occhio nudo. Le velocità spaziali componenti di questo sistema
stellare sono U = 14,257 , V = 0,915 e W = 3,147 km / s . α CrB si crede di essere un membro del gruppo
dell'Orsa Maggiore, movimento delle stelle che hanno un moto comune attraverso lo spazio
168
Dati Fisici
ALPHEKKA
Classificazione
Bianca Binaria a eclisse
Classe Spettrale
A0 V / G5V
Distanza dal Sole
75 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 34m 41,27s
Declinazione
26° 42′ 52,89″
DATI FISICI
2,89/3,04 – 0,90 Raggi Solari
Raggio Medio
2,58 – 0,92
Massa
9.700 – 5.800 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
139 km/s
74 – 81 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,02
Età Stimata
3,14 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
17,36 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,21
Magnitudine Assoluta
0,16
Velocità Radiale
Moto Proprio
1,7 km/s
AR:120,38 mas/anno – Dec:-89,44 mas/anno
169
Delfino
Rotanev
Origine del nome
Il misterioso nome Rotanev, così come quello di α Delphini, Sualocin, comparve per la prima volta nel
catalogo stellare di Palermo del 1814. Con un lavoro quasi da detective, l'astronomo inglese del XIX
secolo Thomas Webb scoprì l'origine di questi due nomi alquanto bizzarri: non erano altro che il nome
Nicolaus e il cognome Venator latinizzati e scritti al contrario dell'assistente del famoso astronomo Giuseppe
Piazzi,Nicolò Cacciatore, Nicolaus Venator.
Osservazioni
Rotanev, β Delphini, Beta Delphini è un sistema binario della costellazione del Delfino. Le due stelle del
sistema furono per la prima volta risolte dall'astronomo Nicolò Cacciatore, assistente del più
famoso Giuseppe Piazzi, scopritore dell'asteroide Cerere. Sualocin α Delphini e Rotanev β Deplhini formano
un sistema binario apparente. In realtà Sualocin dista, dalla Terra, circa 2,5 volte rispetto a Rotanev.
magnitudine: 3.62 distanza dalla Terra: 97 anni luce I due componenti del sistema binario presentano
caratteristiche molto simili: temperatura superficiale di 6500 kelvin, tipo spettrale F5. La distanza fra le due
componenti è minima: 13 u.a. circa. Tale distanza, dalla Terra, corrisponde a una separazione angolare di
soli 0,65arcosecondi, ovvero le dimensioni angolari di una moneta da 1 centesimo vista alla distanza di 10
chilometri. La distanza media tra le due componenti è di 13 u.a., mentre il periodo orbitale è di 26,7 anni.
170
Dati Fisici
ROTANEV
Classificazione
Binaria Spettroscopica
Classe Spettrale
F5 III – F5 IV
Distanza dal Sole
97 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 37m 32,94s
Declinazione
14° 35′ 42,32″
DATI FISICI
Raggio Medio
1,75 – 1,47 Masse Solari
Massa
6.500 – 6.500 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
49,8 km/s
18 – 8 Luminosità Solari
Luminosità
0,43 – 0,56
Indice di Colore (BV)
Età Stimata
1,79 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,11 – 5,01
Magnitudine Assoluta
1,06 – 2,63
Velocità Radiale
-22,7 km/s
Moto Proprio
AR:118,09 mas/anno – Dec:-48,06 mas/anno
171
Sualocin
Origine del nome
Il misterioso nome Sualocin, così come quello di Rotanev β Delphini, comparve per la prima volta nel
catalogo stellare di Palermo del 1814. Con un lavoro quasi da detective, l'astronomo inglese del XIX
secolo Thomas Webb scoprì l'origine di questi due nomi alquanto bizzarri: non erano altro che il nome
Nicolaus e il cognome Venator latinizzati e scritti al contrario dell'assistente del famoso astronomo Giuseppe
Piazzi,Nicolò Cacciatore Nicolaus Venator, appunto.
Osservazioni
Sualocin, α Delphini è un sistema binario della costellazione del Delfino. Dista circa 240 anni luce dal Sole.
Sualocin A ha una magnitudine apparente di 3,77, ed è di tipo spettrale B9IV; questo indicherebbe una stella
sub gigante blu, con massa 3 volte quella del Sole e con un raggio 4 volte superiore. Possiede un'alta
velocità rotazionale: circa 160 km/s, 70 volte maggiore rispetto a quella solare. Sualocin-B, separata di
1 secondo d'arco dalla principale, è una stella di classe A di sequenza principale. Tramite
il satellite Hipparcos si è potuto stabilire che Sualocin-B presenta una luminosità pari ad un decimo rispetto a
quella della sua compagna. Le due stelle orbitano fra loro ad una distanza di circa 12 u.a. con un periodo di
17 anni.
172
Dati Fisici
SUALOCIN
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
B9 IV/a
Distanza dal Sole
240 Anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 39m 38,29s
Declinazione
15° 54′ 43,49″
DATI FISICI
Raggio Medio
4,1 Raggi Solari
Massa
5,8 Masse Solari
Temperatura Superficiale
11.000 K
Velocità di Rotazione
160 km/s
Luminosità
195 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,03
Età Stimata
140 milioni di anni
Periodo di Rotazione
17 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,9
Magnitudine Assoluta
-0,57
Velocità Radiale
-3,4 km/s
AR: mas/anno – Dec: mas/anno
Moto Proprio
173
Deneb Dulphim
Origine del nome
Ha il nome tradizionale Dulfim Deneb occasionalmente Deneb o Al Dhanab al Dulfim , dalla arabo ‫ذنب‬
‫ الدل ف ين‬ðanab ad-dulfīn coda del delfino. Il termine ðanab ad-dulfīn o Dzaneb al Delphin era apparso nel
catalogo delle stelle nel Calendarium di Al Achsasi Al Mouakket , che è stato tradotto in latino come Cauda
Delphini , ovvero la coda del delfino . In cinese , 败瓜 BAI Gua , il che significa zucca Rotten , si riferisce ad
un asterismo composto da ε Delphini, η Delphini , θ Delphini , ι Delphini eκ Delphini . Di conseguenza, si è ε
Delphini è noto come 败瓜一 BAI Gua yī , Inglese: la prima stella di zucca Rotten. . Da questo nome cinese,
il nome Pae Chaou
Osservazioni
Epsilon Delphini, ε Del, ε Delphini a circa 358 anni luce di distanza nella costellazione Delphinus .Epsilon
Delphini o Deneb Dulfim coda del delfino è una gigante bianco azzurra circa 358 anni luce di distanza dalla
Terra.
174
Dati Fisici
DENEB DULPHIM
Classificazione
Gigante bianco /azzurra
Classe Spettrale
B6 III
Distanza dal Sole
358 anni luce
COORDINATE
20h 33m 12,8s
Ascensione Retta
11° 18′ 12″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,6 Raggi Solari
Massa
4,8 Masse Solari
Temperatura Superficiale
13.614 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
745 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,13
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,03
Magnitudine Assoluta
-1,18
Velocità Radiale
-19 km/s
AR:10,75 mas/anno – Dec:-28,54 mas/anno
Moto Proprio
175
Drago
Eltanin
Origine del nome
Il Etamin nome deriva dalla lingua araba ‫ ال ت ن ين‬At-Tinnin Il grande serpente . Il nome Rastaban è stato
usato in passato per Eltanin, ei due termini condividono un arabo radice che significa serpente o
drago. Questa stella, insieme a β Dra Rastaban, μ Dra Erakis, ν Dra Kuma e ξ Dra Grumium erano Al ʽ
Awāïd , i Cammelli Madre, che in seguito fu conosciuta come la Dromedari Quinque . In cinese , 天棓 tian
Bang , il che significa Flagello celeste , si riferisce ad un asterismo composto da γ Draconis, ξ Draconis , ν
Draconis , β Draconis e ι Herculis . Di conseguenza, γ Draconis stesso è conosciuto come 天 棓四 Tian
Bang Sì , inglese:. la quarta stella del Flail Celeste.
Osservazioni
Gamma Draconis, γ Dra, γ Draconis è la designazione di Bayer per una stella nel nord
della costellazione del Draco . Ha il nome tradizionale Etamin o Eltanin e la designazione Flamsteed 33
Draconis . Nonostante la sua denominazione gamma, in realtà è la stella più luminosa Draco di magnitudine
2.4, Fu splendida Rastaban Beta Draconis da quasi mezzo grandezza. La sua vicinanza al punto di zenith
direttamente sopra la testa di Londra ha guadagnato il nome di Zenith Star. Come per altri luoghi, è
relativamente facile da individuare nel cielo notturno. Se si trova Vega , Eltanin è la stella rossa a nord-nordovest di esso. Eltanin si trova a circa 154,3 anni luce 47,3 parsec di distanza, come determinato
dal parallasse misure dal Hipparcos astrometria satellite. Nel 1728, mentre senza successo il tentativo di
misurare la parallasse di questa stella, James Bradley scoprì l' aberrazione della luce risultante dal
movimento della Terra. Bradley ha confermato la scoperta di Copernico ' la teoria che la Terra a girare
intorno al sole. Gamma Draconis è un evoluto stella gigante con una classificazione stellare di K5 III. Dal
1943, lo spettro di questa stella è servito come uno dei punti di ancoraggio stabili, che sono classificate altre
stelle. E 'il 72% massa più del Sole e si è espanso di circa 48 volte circonferenza del sole. Si irradia circa
471 volte molto chiaro come il Sole dalla sua atmosfera esterna ad una temperatura effettiva di 3930
K. Questo è più fredda del Sole, dando questa stella arancione color bagliore di un tipo K stelle . Eltanin ha
una debole compagna ottica 13,4 grandezza che può essere una compagna di fisica. Se è così, i due sono
separati da circa 1000 u.a. .La luminosità di questo oggetto suggerisce si tratta di una nana rossa. di 1,5
milioni di anni, Eltanin passerà nel raggio di 28 anni luce dalla Terra. A questo punto supponendo che la sua
magnitudine assoluta corrente non cambia sarà la stella più brillante del cielo notturno, quasi brillante
come Sirio è attualmente.
176
177
Dati Fisici
ELTANIN
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K5 III
Distanza dal Sole
148 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 56m 36,4s
Declinazione
51° 29′ 20,3″
DATI FISICI
Raggio Medio
48,15 Raggi Solari
Massa
1,7 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.930
Velocità di Rotazione
17 km/s
Luminosità
600 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,52
Età Stimata
1 miliardo di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,24
Magnitudine Assoluta
-1,93
Velocità Radiale
-28 km/s
AR:-8,52 mas/anno – Dec:-23,05 mas/anno
Moto Proprio
178
Rastaban
Origine del nome
Il nome tradizionale, dall’arabo frase di ath-thu'ban testa del serpente, è meno comunemente
scritto Rastaben . E 'noto anche come Asuia e Alwaid , quest'ultimo significato , che devono essere distrutti,
anche se alcuni lo fanno risalire a Arabo al'awwad, il suonatore di liuto. Fa parte dell’asterismo della Madre
Cammelli, arabo al'awa'id , insieme a γ Dra Eltanin, μ Dra Erakis ν Dra Kuma e ξ Dra Grumium, che in
seguito fu conosciuta come la Quinque Dromedarii . In cinese , 天棓 tian Bang , il che significa Flagello
celeste , si riferisce a un asterismo composto da Draconis β, ξ Draconis , ν Draconis , γ Draconis e ι
Herculis . Di conseguenza, β Draconis stesso è conosciuto come 天 棓三 Tian Bang San , inglese:. la terza
stella di Flail Celeste.
Osservazioni
Beta Draconis, Draconis β, β Dra è la più brillante terza stella nel nord della costellazione
circumpolare del Draco . Ha il nome tradizionale Rastaban , che è stato utilizzato anche per Gamma
Draconis . Con una magnitudine apparente visuale di 2,79, , è abbastanza brillante da essere facilmente
visibile ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misure dal Hipparcos astrometria satellitare, si trova ad una
distanza di circa 380 anni luce 120 parsec dalla Terra. Rispetto al Sole, si tratta di una stella enorme con
sei volte la massa e circa 40 volte il raggio. In questa dimensione, Beta Draconis emette circa 950 volte
la luminosità del Sole dalla sua busta esterna ad una temperatura effettiva di 5160 K, dando la tonalità giallo
di una stella di tipo G. Lo spettro corrisponde a un classificazione stellare di G2 Ib-IIa, con la classe di
luminosità Ib-IIa notazione per indicare che si trova all'incrocio tra il gigante luminoso e supergiganti tappe
della sua evoluzione stellare . Si tratta di circa 67 milioni di anni. Si tratta di una stella binaria del sistema, a
denominazione stella binaria di ADS 10611, in cui viene messo in orbita il supergigante da un nano
compagno, una volta ogni quattro millenni o giù di lì.
179
Dati Fisici
RASTABAN
Classificazione
Gigante gialla
Classe Spettrale
G2 Ib-IIa
Distanza dal Sole
380 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 30m 25,96s
Declinazione
52° 18′ 05,00″
DATI FISICI
Raggio Medio
40 Raggi Solari
Massa
6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.160
Velocità di Rotazione
13 km/s
Luminosità
1.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,98
Età Stimata
6,5 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,79
Magnitudine Assoluta
-2,28
Velocità Radiale
Moto Proprio
-20 km/s
AR:-15,89 mas/anno – Dec:12,28 mas/anno
180
Thuban
Origine del nome
Thuban, α Dra, α Draconis, Alpha Draconis è una stella della costellazione del Dragone Draco, in latino
di magnitudine 3,67. Dista 309anni luce dal sistema solare. Il nome proviene dall'arabo ‫ ث ع بان‬θu‘bān,
il basilisco, nome arabo per la costellazione del Draco. Nonostante nella nomeclatura di Bayer sia designata
come stella alpha della costellazione, la sua magnitudine è solo 3.65, mentre la stella più brillante della
costellazione è Etamin γ Dra con magnitudine 2.23.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione è fortemente boreale e ciò
comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero nord, dove si
presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero sud la sua visibilità è
invece limitata alla fascia tropicale, più a nord della latitudine 25°S. Essendo di magnitudine 3,67, la si può
osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia
maggiormente indicato per la sua individuazione. In buone condizioni atmosferiche è individuabile facilmente
dato che si trova immediatamente sopra l'asterismo del Grande Carro dell'Ursa Major. Partendo da Phecda γ
Uma, con una curva, e passando per Megrez δ Uma si arriva esattamente a Thuban. Per la precessione
degli equinozi, Thuban è stata la stella di riferimento del polo nord dal 3942 a.C., prendendo il posto di
θ Bootis fino al1793 a.C., quando venne soppiantata da κ Draconis. Il momento in cui è stata più vicina al
polo nord è stato nel 2787 a.C., quando si è trovata a soli 2 gradi e mezzo dal polo. Nonostante la vicinanza
al polo è stata usata come punto di riferimento fino circa al 1900 a.C. quando la più brillante Kochab β Umi
entrò nella zona del polo nord. Si è lentamente allontanata dal polo negli ultimi 4800 anni e attualmente è
visibile alla declinazione di 64°20'45.6" e 14h 04m 33.58s di Ascensione retta. Arriverà al massimo di
lontananza dal polo nord intorno al 10000 d.C., per poi riavvicinarsi gradualmente al polo nord, e tornare ad
essere la stella polare nel 20346 d.C., con un massimo di declinazione 88°43'17.3" e ascensione retta 19h
08m 54.17s. Thuban è una della stella con classe spettrale A0III, che attualmente ha finito
la fusione dell'idrogeno ed è passata alla fusione dell'elio. È una stella gigante brillante circa 250 volte
il Sole e distante circa 300 anni luce. Thuban è una binaria spettroscopica, con un periodo orbitale di 51
giorni, e la compagna è probabilmente una nana rossa o una nana bianca.
181
182
Dati Fisici
THUBAN
Classificazione
Gigante Bianca
Classe Spettrale
A0III
Distanza dal Sole
309 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
14h 04m 23,35s
Declinazione
64° 22′ 33,02″
DATI FISICI
Raggio Medio
6,3 Raggi Solari
Massa
5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.800 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
300 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,049
Età Stimata
Periodo di Rotazione
13.963 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,67
Magnitudine Assoluta
-1,21
Velocità Radiale
Moto Proprio
-13 km/s
AR:-56,34 mas/anno – Dec:17,21 mas/anno
183
Arrakis
Origine del nome
Mu Draconis è conosciuto anche con il nome di età superiore Alrakis , che è derivato dal nome dato ad essa
in lingua araba da astronomi arabi , al-Rāqiṣ , il Cammello Trotto o The Dancer. Questo nome è talvolta
scritto in inglese come Arrakis o Errakis. Questa stella, insieme a β Dra Rastaban, γ Dra Eltanin, ν Dra Kuma
e ξ Dra Grumium erano Al ʽ Awāïd , i Cammelli Madre, che in seguito fu conosciuta come la Dromedarii
Quinque .
Osservazioni
Mu Draconis , μ Draconis Dra è una stella binaria di un ambiente adibito magnitudo di 4,92 si trova a circa
85 anni luce dal sistema solare , vicino alla testa della costellazione del Draco . Le stelle componenti sono
quasi identici bianco-gialle stelle in una stretta orbita 672 anno. Ognuno è di classe spettrale F7V ed ha
una magnitudine visuale di 5,8 . In condizioni ideali di visibilità, la coppia può essere risolto con un piccolo
60 mm di apertura del telescopio a circa 120 potere. Fantascienza scrittore Frank Herbert ha
scelto Arrakis come nome del pianeta primario nella sua famosa Dune serie di romanzi, consapevole del
fatto che la parola Arrakis è la traslitterazione in inglese delle parole arabe per la ballerina al-Raqis.
184
Dati Fisici
ARRAKIS
Classificazione
Stella binaria
Classe Spettrale
F7 V
Distanza dal Sole
88 anni luce
COORDINATE
17h 05m 19,7s
Ascensione Retta
54° 28′ 13″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,5 Raggio Solare
Massa
1,3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.300 K
Velocità di Rotazione
13 km/s
Luminosità
3,3 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,48
Età Stimata
4,2 Miliardi di anni
Periodo di Rotazione
6 giorni
DATI OSSERVATIVI
5,8 – 5,61
Magnitudine Apparente da Terra
Magnitudine Assoluta
4,2
Velocità Radiale
-4,5 km/s
AR:-68,4 mas/anno – Dec:88,7 mas/anno
Moto Proprio
185
Kuma
Origine del nome
Questa stella, insieme a β Dra Rastaban, γ Dra Eltanin, μ Dra Erakis e ξ Dra Grumium erano Al ʽ Awāïd , i
Cammelli Madre, che in seguito fu conosciuta come la Dromedarii Quinque . In cinese , 天棓 tian Bang , il
che significa Flagello celeste , si riferisce ad un asterismo composto da Draconis ν, ξ Draconis , Draconis
β , γ Draconis e ι Herculis . Di conseguenza, ν stesso Draconis è noto come 天 棓二 Tian Bang Er , inglese:
la seconda stella di Flail Celeste.
Osservazioni
Nu Draconis nota anche come Dra ν , ν Draconis , o Kuma è una stella doppia nella costellazione
del Draco . I rispettivi componenti sono designati ν 1 Draconis e ν 2 Draconis. La seconda componente è
un spettroscopica binaria sistema stellare.
186
Dati Fisici
ZUMA
Classificazione
Stella doppia
Classe Spettrale
A6 V – A4 M
Distanza dal Sole
98,7 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 32m 16,02s
Declinazione
55° 10′ 22,65″
DATI FISICI
Raggio Medio
Raggio Solare
Massa
1,7 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.350 K
Velocità di Rotazione
86 - 68 km/s
Luminosità
9 Luminosità Solari
0,26 – 0,27
Indice di Colore (BV)
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,88
Magnitudine Assoluta
2,42
Velocità Radiale
Moto Proprio
-15,2 - -16 km/s
AR:142,65 mas/anno – Dec:62,43 mas/anno
187
Grumium
Origine del nome
Ha il nome tradizionale Grumium o Genam Questa stella, insieme a β Dra Rastaban, γ Dra Eltanin, μ
Dra Erakis e ν Dra Kuma erano Al ʽ Awāïd , i Cammelli Madre, che in seguito fu conosciuta come
la Dromedarii Quinque . In cinese , 天棓 tian Bang , il che significa Flagello celeste , si riferisce ad un
asterismo composto da Draconis ξ, ν Draconis , Draconis β , γ Draconis e ι Herculis . Di conseguenza, δ
Draconis è noto se stesso come 天 棓一 Tian Bang yī , Inglese: la prima stella del Flail Celeste.
Osservazioni
Xi Draconis, Dra ξ, ξ Draconis è la designazione di Bayer per una stella nel nord della costellazione
circumpolare di Draco . Questa stella ha una magnitudine apparente visuale di 3,75. Sulla base di
parallasse misurazioni, si trova ad una distanza di 112,5 anni luce 34,5 parsec dalla Terra. A questa
distanza, la magnitudine apparente è diminuito di 0,03 da estinzione causata intervenendo gas e polveri. Xi
Draconis è di classe spettrale K2-III.
188
Dati Fisici
GRUMIUM
Classificazione
Classe Spettrale
K2 III
Distanza dal Sole
112,5 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 53m 31,73s
Declinazione
56° 52′ 21,51″
DATI FISICI
Raggio Medio
12 Raggi Solare
Massa
1,45 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.445 K
Velocità di Rotazione
2,3 km/s
Luminosità
49 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,18
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,15
Magnitudine Assoluta
-1,94
Velocità Radiale
-26,38 km/s
AR: 93,82 mas/anno – Dec:78,50 mas/anno
Moto Proprio
189
Ercole
Ras Algethi
Origine del Nome
Ras Algethi α Her, α Herculis, Alpha Herculis è una stella multipla situata nella costellazione di Ercole e
distante 351 anni luce dal sistema solare È conosciuta anche come Rasalgethi dall'arabo ‫ الجاثي رأس‬ra's aljaθiyy, Testa dell'Inginocchiato o, secondo la nomenclatura di Flamsteed, 64 Herculis. La stella si trova nella
parte bassa della costellazione. Il nome tradizionale, Testa, proviene dal fatto che in antichità Ercole era
dipinto a testa in giù nelle carte celesti.
Osservazioni
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 3,3 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. Visto al telescopio questo sistema è
risolto in due componenti designate α 1 e α2. Le due componenti distano l'una dall'altra 550 unità
astronomiche ed orbitano l'una intorno all'altra in un periodo di circa 3600 anni. α 1 è una stella gigante
luminosa di colore rosso. α2 è inoltre un sistema doppio le cui componenti sono una gigante gialla ed
una nana bianco-gialla che ruotano attorno al comune centro di massa in 52 giorni, separate mediamente da
0,4 u.a.. Le componenti di questo sistema multiplo sono talvolta denominate rispettivamente α Herculis A, Ba
e Bb. Studi interferometrici hanno inoltre scoperto altre due compagne molto vicine a α Herculis A; una è
stata risolta in qualche occasione ed è separata da 0,02 secondi d'arco dalla gigante, mentre l'altra ha
un periodo orbitale di 10 anni, per cui Ras Algethi è in definitiva un sistema stellare almeno quintuplo. Il
diametro angolare della gigante rossa α1 è stato misurato con un interferometro in 34 milli arco secondi, o
0,034 arco secondi. Ad una distanza stimata di 120 parsec corrisponde un raggio di circa 300 milioni
di chilometri, 400 volte più grande del Sole. Possiede una massa 14 volte quella solare e da essa si espande
una nube di gas che si estende per circa 90 unità astronomiche. La sua luminosità è 475 volte quella
del Sole in luce visibile, quella cioè che percepisce l'occhio umano, ma considerando la radiazione
infrarossa che ha una stella così fredda, emette, arriva ad essere 17.000 volte più luminosa del Sole. Rasal
Algethi A è anche una variabile semiregolare, con la magnitudine che varia da 3,1 a 3,9 in periodi che vanno
da alcuni mesi a svariati anni, con il periodo principale di 1343 giorni.
190
191
Dati Fisici
RAS ALGETHI
Classificazione
Stella Multipla
Classe Spettrale
M5IIvar – G5III – F2V
Distanza dal Sole
351 anni luce
COORDINATE
17h 14m 38,80s
Ascensione Retta
14° 23′ 25,0″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
400 Raggi Solari
14 – 4 – 2,5 Masse Solari
Massa
Temperatura Superficiale
2.500 K
Velocità di Rotazione
17.000 – 140 - = Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
1,30
Età Stimata
Periodo di Rotazione
1.265 giorni
DATI OSSERVATIVI
3,48 – 5,4 - =
Magnitudine Apparente da Terra
Magnitudine Assoluta
-2,38 combinata
Velocità Radiale
-33,1 km/s
AR: -6,71 mas/anno – Dec:32,78 mas/anno
Moto Proprio
192
Kornephoros
Origine del nome
Il nome Kornephoros deriva dalla lingua greca e significa portatore del randello. Questa stella è anche
chiamata Rutilicus, nome condiviso con Zeta Herculis. Rutilicus deriva da rutellum, che a sua volta è
diminutivo di rutrum, uno strumento tagliente usato nell'Antica Roma, che Ercole portava con sé nelle prime
rappresentazioni.
Osservazioni
Beta Herculis, Beta Her, β Herculis, 27 Herculis conosciuta anche con il nome tradizionale di Kornephoros, è
la stella più brillante della costellazione di Ercole. Di magnitudine apparente 2,78, dista 148 anni
luce dal sistema solare. 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.
La sua magnitudine apparente, di circa 2,78, le permette di essere facilmente individuata anche da centri
urbani di dimensioni medie. 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. La stella è una gigante
gialla di tipo spettrale G7III con una massa del triplo o poco più di quella solare. Il raggio è 17 volte quello del
Sole ed emette 175 volte più luce; la velocità radiale negativa indica che la stella si sta avvicinando
al sistema solare. Nel 1908 si osservò che la stella era una binaria spettroscopica, che era cioè possibile
dedurre che si trattava di una doppia tramite analisi spettroscopica, poiché la separazione tra le due
componenti non permetteva la risoluzione visuale delle due stelle. Nel 1977, all'osservatorio di Monte
Palomar fu possibile risolvere le due componenti tramite la tecnica dello speckle imaging. Nel 2005,
analizzando i dati del satellite Hipparcos venne calcolato il periodo orbitale delle due componenti, che risultò
essere di 410 giorni. Non è ben conosciuta la secondaria, si presume solamente che sia una stella con una
massa pari al 90% di quella del Sole. La stella emana una significativa quantità di raggi X, che implica la
presenza di attività magnetica. Possiede un'età stimata in circa 440 milioni di anni, e ha iniziato la sua vita
come una calda stella bianco-azzurra di sequenza principale, simile a Zubeneschamali β librae. Il suo
diametro è circa 20 volte quello solare , e possiede una metallicità inferiore rispetto al Sole, circa il 54 %.
193
194
Dati Fisici
KORNEPHOROS
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G7IIIa
Distanza dal Sole
148 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 30m 13,20s
Declinazione
21° 29′ 22,60″
DATI FISICI
Raggio Medio
17 Raggi Solari
Massa
3,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.000 K
Velocità di Rotazione
3 km/s
Luminosità
175 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,95
Età Stimata
Periodo di Rotazione
410,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,78
Magnitudine Assoluta
-0,50
Velocità Radiale
Moto Proprio
-25,5 km/s
AR: -99,15 mas/anno – Dec:-15,39 mas/anno
195
Ruticulus
Origine del nome
Zeta Herculis, ζ Her, 40 Herculis, HD 150680 è un sistema binario posto a circa 35 anni luce dal Sistema
solare, nella costellazione di Ercole. La sua magnitudine apparente è 2,81 e nonostante abbia ricevuto la
lettera ζ nella nomenclatura di Bayer, è la seconda stella più brillante della propria costellazione. A volte
riceve anche il nome di Ruticulus, termine quest'ultimo utilizzato anche per Kornephoros β Herculis.
Osservazione
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 2,8 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 aprile e ottobre; 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 d'inizio
estate australi. La componente principale, Zeta Herculis A, è una stella di classe spettrale G0IV, classificata
quindi come una sub gigante gialla che ha abbandonato la sequenza principale per evolversi in stella
gigante. E' sei volte più luminosa del Sole ed ha una massa 1,45 volte maggiore . A poca distanza si trova la
seconda stella, Zeta Herculis B, una nana gialla di sequenza principale di classe G7V, un poco più piccola,
fredda e meno luminosa del Sole 0,62, che ruota attorno alla principale su un'orbita piuttosto eccentrica in un
periodo di circa 34,5 anni, a una distanza dalla compagna che varia dalle 8 alle 25 u.a..
196
Dati Fisici
RUTICULUS
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
G0IV – G7V
Distanza dal Sole
35 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 41m 17,16s
Declinazione
31° 36′ 09,79″
DATI FISICI
2,5 – 0,92 Raggi Solari
Raggio Medio
1,45 – 0,98 Masse Solari
Massa
5.820 – 5.300 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
4,8 km/s
Luminosità
175 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,63
Età Stimata
3,4 Miliardi di anni
Periodo di Rotazione
34,45 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,89 – 5,56
Magnitudine Assoluta
2,70 – 5,25
Velocità Radiale
-69,9 km/s
Moto Proprio
AR: -461,52 mas/anno – Dec:342,28 mas/anno
197
Sarin
Origine del nome
Delta Herculis, δ Her, δ Herculis, conosciuta anche con il nome tradizionale di Sarin, è una stella
binaria situata nella costellazione di Ercole. Di magnitudine apparente 3,13, dista 79 anni luce dal sistema
solare.
Osservazioni
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 3,1 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 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. La stella principale del sistema, denominata Delta Herculis Aa, è classificata come sub
gigante bianca di tipo spettrale A3IV, anche se pare essere una tipica stella bianca di sequenza
principale di tipo spettrale che sta ancora bruciando idrogeno all'interno del suo nucleo. La sua massa è
circa il doppio di quella solare, così come il suo raggio . Partendo dalla magnitudine assoluta della principale,
si è classificata la secondaria, Delta Herculis Ab, di classe F0. Questa componente ha una massa 1,6 volte
quella del Sole, ed il raggio è superiore del 50%. La distanza tra le due componenti è di 1,45 u.a. e il periodo
orbitale è di 335 giorni. Altre tre stelle, Delta Herculis B, C e D, distano 12, 72 e 192 secondi d'arco in cielo
dalla principale, ma il moto nello spazio di queste stelle non concorda con quello delle altre 2 e non
sembrano quindi far parte del sistema.
198
Dati Fisici
SARIN
Classificazione
Sub Gigante Bianca
Classe Spettrale
A3IV – F0
Distanza dal Sole
79 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 15m 01,91s
Declinazione
24° 50′ 21,15″
DATI FISICI
2 – 1,5 Raggi Solari
Raggio Medio
2 – 1,6 Masse Solari
Massa
8.500 – 7.500 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
270 km/s
18,5 – 6,8 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,07
Età Stimata
3,7 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,13
Magnitudine Assoluta
1,21
Velocità Radiale
Moto Proprio
-40 km/s
AR: -21,18 mas/anno – Dec:-156,48 mas/anno
199
Fudail
Origine del nome
Pi Herculis, π Her, π Herculis è una stella situata nella costellazione di Ercole, distante 370 anni
luce dal sistema solare. Di magnitudine apparente 3,16, nonostante abbia ricevuto la lettera greca π, è la
quarta stella più luminosa della costellazione.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale. La sua posizione moderatamente boreale fa sì
che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero nord, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia
temperata; dall'emisfero australe la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori
della sua fascia tropicale. Essendo di magnitudine 3,16, 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 aprile
e ottobre; 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 d'inizio estate australi. Pi Herculis
è una gigante brillante arancione di tipo spettrale K3II; possiede una massa 4,5 volte quella del Sole ed un
raggio stimato da 55 a 72 volte quello solare, mentre l'età è stimata essere di circa 140 milioni di anni. Ha
una luminosità 1500 volte e oltre quella solare, ed una magnitudine assoluta di -2,15. Piccole variazioni
della velocità radiale della stella con periodi di 613 giorni hanno suggerito la presenza di un compagno sub
stellare. Se così fosse, probabilmente si tratterebbe di una nana bruna con almeno 27 masse solari distante
3 u.a. dalla stella principale. L'ipotesi dell'oggetto sub stellare non è stata confermata e resta solo una
possibile causa del cambiamento della velocità radiale di Pi Herculis.
200
Dati Fisici
FUDAIL
Classificazione
Gigante Brillante Arancione
Classe Spettrale
K3II
Distanza dal Sole
370 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 15m 02,83s
Declinazione
36° 48′ 32,98″
DATI FISICI
Raggio Medio
72 Raggi Solari
Massa
4,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.110 K
Velocità di Rotazione
6,12 km/s
Luminosità
1.530 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,42
Età Stimata
140 Milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,16
Magnitudine Assoluta
-2,15
Velocità Radiale
Moto Proprio
-25,57 km/s
AR: -27,29 mas/anno – Dec: 2,82 mas/anno
201
Melquarth
Origine del nome
Nel catalogo delle stelle nel Calendarium di Al Achsasi Al Mouakket , questa stella è stata designata Marfak
Al Jathih Al AISR , che è stata tradotta in latino come Cubitum Sinistrum Ingeniculi , cioè il gomito sinistro di
uomo in ginocchiato . In cinese , 天市左垣 tian Shì Zuǒ Yuan , cioè della parete sinistra della custodia
mercato celeste , si riferisce ad un asterismo che rappresentano undici stati vecchi in Cina, che sta
segnando il confine a sinistra del recinto, composto da Herculis μ, δ Herculis , λ Herculis , ο Herculis , 112
Herculis , ζ Aquilae , θ 1 Serpentis , η Serpentis , ν Ophiuchi , Serpentis ξ e η Ophiuchi . Di conseguenza,
Herculis μ è noto se stesso come 天 市左垣三 tian Shì Zuǒ San Yuan , inglese: la terza stella della parete
sinistra della custodia Mercato celeste, rappresentano Jiuhe 九河, illuminati significa. nove fiumi , forse
per Jiujiang , la prefettura-livello di città in Jiangxi, in Cina, che è lo stesso che significa letteralmente
conJiuhe .
Osservazioni
Mu Herculis è un sistema stella vicina circa 27,1 anni luce dalla Terra nella costellazione Hercules . La sua
stella principale, Mu Herculis A è abbastanza simile al Sole , anche se più altamente evoluto con
una classificazione stellare di G5 IV. Dal 1943, lo spettro di questa stella è servito come uno dei punti di
ancoraggio stabili, che sono classificate altre stelle. La sua massa è circa 1,1 volte quella del Sole, e sta
cominciando ad espandersi per diventare un gigante. Il componente secondario è costituito da una coppia di
stelle che orbita intorno all'altra con un periodo di 43,2 anni. Mu Herculis A e BC sistema binario sono
separati da 286 u.a.. Il BC stelle sono separate l'una dall'altra da 11,4 u.a.. La loro orbita è molto ellittica e =
0,18 ed entrambe le stelle oscillano tra loro, tra 9,4 e 13,5 u.a..Una stella si sta sospettato di essere una
binaria stretta con una bassa massa stellare o un compagno grande sub stellare, probabilmente a 17,2 u.a.
in un'orbita ellittica. L'esistenza di un tale oggetto non è ancora stato confermato.
202
Dati Fisici
MELQUARTH
Classificazione
Gialla
Classe Spettrale
G5 IV – M3.5 V – M4 V
Distanza dal Sole
27,11 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 46m 27,53s
Declinazione
27° 43′ 14,44″
DATI FISICI
1,77 – 0,48 Raggi Solari
Raggio Medio
1 – 0,31 Masse Solari
Massa
Temperatura Superficiale
5.556 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
2,7 – 0,005 Luminosità Solari
Luminosità
0,75 – 1,50
Indice di Colore (BV)
Età Stimata
6,43 Miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,47 – 10,35
Magnitudine Assoluta
3,8 – 10,73
Velocità Radiale
-16,1 km/s
Moto Proprio
AR: -291,66 mas/anno – Dec: .749,6 mas/anno
203
Giraffa
Le stelle della costellazione non hanno nomi propri, ma vengono solo nominate con
l’alfabeto Greco “ α – β “ “Camelopardalis o Cam”
Idra
Alphard
Origine del nome
Alphard, α Hya, α Hydrae, Alpha Hydrae è la stella più luminosa della costellazione dell'Idra; ha
una magnitudine apparente di 1.98 ed è una gigante arancione. Dista 177 anni luce dalla Terra. Il suo nome
deriva dall'arabo e significa La solitaria, infatti la stella è collocata in una regione celeste abbastanza vuota,
infatti per trovare una stella più luminosa nelle vicinanze bisogna spostarci fino a Regolo nel Leone.
Osservazioni
Alphard è sospettata di essere una stella variabile infatti è stata catalogata nel New Catalog of Suspected
Variable Stars, ma finora non è possibile precisarne la natura. È una gigante arancione in uno stadio
evolutivo avanzato, la sua massa è il triplo di quella solare, e il suo raggio arriva ad essere 56 volte
superiore a quello del Sole. Pare avere un'età stimata di 420 milioni di anni, meno di un decimo di quella
solare, ma come tutte le stelle di maggior massa si trova già nello stadio di gigante, e in tempi relativamente
brevi rispetto alla vita stellare, rilascerà i suoi strati esterni trasformandosi in una piccola e densa nana
bianca. È anche una stella al bario, per la presenza di questo elemento in quantità più elevate del normale;
molto probabilmente aveva una compagna, più massiccia che, prima di divenire una nana bianca contaminò
la compagna. Ha una stella compagna di magnitudine apparente 9.5 che però non ha alcun legame con la
stella arancione.
204
Dati Fisici
ALPHARD
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 III
Distanza dal Sole
177,2 anni luce
COORDINATE
09h 27m 35,2s
Ascensione Retta
-08° 39′ 31″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
55,93 Raggi Solari
Massa
3,03 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.186 K
Velocità di Rotazione
17 km/s
Luminosità
780 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,45
Età Stimata
420 Milioni di anni
Periodo di Rotazione
16,8 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,98
Magnitudine Assoluta
-2,48
Velocità Radiale
Moto Proprio
-4 km/s
AR: -14,49 mas/anno – Dec: 33,25 mas/anno
205
Dhanab al Shuja
Origine del nome
Gamma Hydrae, γ Hya, 46 Hydrae è la seconda stella più luminosa anche se non ha la lettera β
della costellazione di Hydra con magnitudine apparente 2,96 dietro Alfard α Hydrae. Di tanto in tanto si
chiama Cauda Hydrae o Dhanab per Shuja , che significa coda della idra o la coda del serpente, a causa
della sua posizione all'interno della costellazione. Si trova a 132 anni luce di distanza dal Sistema Solare .
Osservazioni
Gamma Hydrae è una gigante gialla di tipo spettrale G8III o G8IIIa e 5.110 K la temperatura effettiva , dello
stesso tipo spettrale che meno componente caldo di Capella α Aurigae. Più chiaro di così, la
sua luminosità è di 105 volte superiore a quella del Sole ha un raggio è 13 volte più grande del raggio
solare . Ha un contenuto di metallo quasi uguale al Sole, e il suo indice di metallicità Fe / H = 0,03 ha una
massa compresa fra 2,7 e 2,9 masse solari , età è stimata in 370 milioni anni. A differenza di altri fusi
classico gigante di elio , Gamma Hydrae recentemente completato solo la fusione di idrogeno . Attualmente
con un nucleo inerte di elio, è in uno stato di transizione verso una grande stella luminosa, come i contratti
nucleo di elio. Quando inizia la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno , Gamma Hydrae è sei volte più
luminoso del Sole e quasi cinque volte più grande. Più tardi la sua dimensione diminuirà come proporzioni
più normali di Polluce β Geminorum e Aldebaran α Tauri. Gamma Hydrae è elencato come una
possibile stella variabile , dopo aver ricevuto il nome provvisorio di variabile NSV 6180.
206
Dati Fisici
DHANAB AL SHUJA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G8 III
Distanza dal Sole
132 anni luce
COORDINATE
13h 47m 14,03s
Ascensione Retta
-74° 14′ 20″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
68 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.620 K
Velocità di Rotazione
8 km/s
Luminosità
655 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,92
Età Stimata
350 milioni di anni
Periodo di Rotazione
101 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,26
Magnitudine Assoluta
-0,83
Velocità Radiale
Moto Proprio
15,8 km/s
AR:68,99 mas/anno – Dec:-41,85 mas/anno
207
Hydrobius
Origine del nome
Questa stella, insieme a δ Hya Lisan al Sudja, ε Hya , η Hya , Hya ρ e σ Hya Minhar al Shija, sono stati Ulug
Beg min al Az ʽ Appartenente alla Spot disabitata. Secondo il catalogo delle stelle nel memorandum tecnico
33-507 un catalogo stellare, ridotto contenente 537 stelle con nome , min al Az ʽ al o Minazal erano il titolo
per cinque stelle: Hya δ come Minazal io , η Hya come Minazal II , ε Hya come Minazal III , Hya
ρcome Minazal IV e ζ Hya come Minazal V escluse σ Hya . In cinese , 柳宿 Liǔ Sù , il che significa Willow ,
si riferisce ad un asterismo composto da ζ Hydrae, δ Hydra , Hydrae σ , η Hydrae , Hydrae ρ , ε
Hydrae , Hydrae ω e θ Hydrae Di conseguenza, ζ stessa Hydrae è noto come 柳宿六 Liǔ Sù Liù , inglese:
la sesta stella di Willow. Il popolo di Groote Eylandt chiamato Unwala , The Crab, per l'ammasso stellare tra
cui questa stella, δ Hya Lisan al Sudja, ε Hya , η Hya , Hya ρ e σ Hya Minhar al Shija.
Osservazioni
Zeta Hydrae, ζ Hya, ζ Hydrae è una solitaria stella nel equatoriale costellazione di Hydra . Si tratta di una
costellazione generalmente debole, così, ad una magnitudine apparente visuale di 3,10, questo è il membro
più brillante terzo dopo Alphard e Gamma Hydrae . La distanza di questa stella è stata misurata utilizzando
la parallasse tecnica, ottenendo un valore di circa 167 anni luce 51 parsec . A questa distanza, la
magnitudine visuale della stella è diminuita da 0,03 a seguito di estinzione da intervenendo gas e polveri. La
stella Delta Hydrae si trova 12,9 anni luce 4,0 parsec da Zeta Hydrae e può essere un comovimento
compagno. Con una classificazione stellare di G9 II-III, si tratta di un evoluto stella gigante che si irradia
132 volte la luminosità del Sole dalla sua busta esterna ad una temperatura effettiva di 4925 K. In questo
caldo , i bagliori di stelle con il colore giallo di una stella di tipo G . Il raggio di questa stella, misurata
utilizzando l'interferometria , è di circa 18 volte il raggio del sole. Essa ha circa 4,2 volte la massa del
Sole ed è di circa 400 milioni anni luce.
208
Dati Fisici
UYDROBIUS
Classificazione
Evoluto Gigante Gialla
Classe Spettrale
G9 II III
Distanza dal Sole
167 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
08h 55m 23,63s
Declinazione
05° 56′ 44,04″
DATI FISICI
Raggio Medio
18 Raggi Solari
Massa
4,2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.925 K
Velocità di Rotazione
2,5 km/s
Luminosità
132 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,00
Età Stimata
400 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,10
Magnitudine Assoluta
-0,24
Velocità Radiale
Moto Proprio
22,8 km/s
AR:-100,06 mas/anno – Dec:15,46 mas/anno
209
Sherasiph
Origine del nome
Nu Hydrae o Sherasiph era una designazione di quattro Crateris .
Osservazioni
Nu Hydrae, ν Hya, ν Hydrae è una stella nella costellazione Hydra , vicino al confine con la
costellazione Crater . Ha una magnitudine apparente visuale di 3,115, , che è abbastanza brillante da poter
essere vista ad occhio nudo. Basato sulla parallasse misurazioni, questa stella è situata ad una distanza di
circa 144 anni luce 44 parsec dalla Terra . Lo spettro di questa stella corrisponde a una classificazione
stellare di K0/K1 III, in cui la classe di luminosità di 'III' indica che si tratta di una stella gigante che ha
esaurito la fornitura di idrogeno nel suo nucleo e si è evoluta dalla sequenza principale . Il raggio di questa
stella si è ampliato a 21 volte il raggio di Sole , con una emissione di circa 151 volte la luminosità del
Sole . Tale dotazione estesa esterna ha una temperatura effettiva di circa 4335 K, dando il caratteristico
colore arancione di un K-tipo di stelle. Nu Hydrae è un emettitore di raggi X, con una luminosità stimata
di 6,6 × 10 28 erg s -1 in banda X. L'abbondanza di elementi diversi da idrogeno ed elio, quello che gli
astronomi termine della stella metallicità , è circa la metà al sole. Ha un relativamente elevato moto proprio
in tutta la sfera celeste , suggerisce che si dispone di una velocità peculiare circa tre volte superiore a quello
dei suoi vicini.
210
Dati Fisici
SHERASIPH
Classificazione
Stella Gigante
Classe Spettrale
K0 – K1 III
Distanza dal Sole
144 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 49m 37,49s
Declinazione
-16° 11′ 37,14″
DATI FISICI
Raggio Medio
21 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.335 K
Velocità di Rotazione
5,3 km/s
Luminosità
151 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,239
Età Stimata
400 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,115
Magnitudine Assoluta
-0,24
Velocità Radiale
Moto Proprio
-1,2 km/s
AR:93,35 mas/anno – Dec:198,88 mas/anno
211
Leone Minore
Praecipua
Origine del nome
La costellazione del Leone Minore è moderna, inserita da Hevelius circa ne 1660 per coprire una fascia del
cielo, tra il Leone e il Cancro, sotto l’Orsa Maggiore. Questa costellazione di 232° , non menzionata sia dai
Greci che dai Latini, ma considerata dai Cinesi e da gli Arabi cui figuravano una gazzella e il suo piccolo, il
tutto è visibile su un mappamondo celeste della famiglia Borgia, del XIII secolo. Fatto unico, il Leone Minore
no ha una stella alfa, anche se Hevilius aveva dato il nome Precipua la predominante, a una stella,
considerando che tutte le stelle della costellazione sono al disotto della 4° magnitudine. Nel XVIII secolo
Flamsteed le dette il numero 46 Leonis Minoris ancora oggi assegnato.
Osservazioni
46 Leonis Minoris, 46 LMi / HD 94264 è la stella più luminosa della costellazione del Leone Minore e,
contrariamente al solito, non è catalogata come Alpha. Questa stella è chiamata anche Praecipua. La sua
classe spettrale è K0 III-IV, ha una magnitudine apparente di 3.83 ed è distante dalla terra circa 98 anni luce.
212
Dati Fisici
PRECIPUA
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
98 anni luce
COORDINATE
10h 53m 18,7s
Ascensione Retta
34° 12′ 54″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
8,2 Raggi Solari
Massa
2,98 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.690 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
32 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,04
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,79
Magnitudine Assoluta
1,41
Velocità Radiale
Moto Proprio
16,1 km/s
AR:92,02 mas/anno – Dec:-285,82 mas/anno
213
Lince
Elvashak
Origine del nome
Alfa Lyncis, α Lyn, α Lyncis è una stella nella costellazione della Lince di magnitudine apparente 3,13,
situata a 220 anni luce dal sistema solare. E' la più luminosa di questa piccola costellazione, ed è anche
l'unica stella della Lince ad aver ricevuto una lettera greca nella nomenclatura di Bayer. Possiede anche i
nomi tradizionali di Elvashak o Alvashak, poco usati, che derivano dall'arabo ‫ ال وشق‬al-washaq, che
significa gatto selvaggio.
Osservazioni
Alfa Lyncis è una gigante arancione in avanzato stadio evolutivo; ha una massa doppia rispetto al Sole, ma il
raggio è 55 volte superiore, mentre la sua luminosità è quasi quella di 700 soli, tenendo conto
della radiazione infrarossa emessa, visto che con una temperatura superficiale di 3900 K la stella irradia
soprattutto in questa lunghezza d'onda. Non si sa con certezza in quale fase evolutiva si trova Alfa Lyncis;
può darsi che stia aumentando la luminosità o che stia calando, a seconda dello stato del suo nucleo, se è
di elio inerte oppure se l'elio sta ancora fondendo in carbonio per mezzo del processo tre alfa. C'è anche la
possibilità che la stella stia aumentando la luminosità con un nucleo inerte di carbonio al suo interno, prima
di rilasciare gli strati esterni e trasformarsi in una nana bianca.
214
Dati Fisici
ELVASHAK
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
220 anni luce
COORDINATE
Ascensione Retta
09h 21m 03,30s
Declinazione
34° 23′ 33,22″
DATI FISICI
Raggio Medio
54,5 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.880 K
Velocità di Rotazione
6,4 km/s
Luminosità
673 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,55
Età Stimata
1,4 Miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,13
Magnitudine Assoluta
-2.32
Velocità Radiale
Moto Proprio
37,15 km/s
AR:-223,63 mas/anno – Dec:15,18 mas/anno
215
Lira
Vega
Origine del nome
Il nome originario della stella, Wega in seguito corrotto in Vega, deriva da una libera traslitterazione della
parola araba wāqi planante, avulsa dalla frase ‫ النسر الواقع‬an-nasr al-wāqi‘, l'avvoltoio planante, che era il
nome con cui designarono la stella gli astronomi arabi dell'XI secolo, i quali videro nella Lira la forma di
un'aquila o un altro uccello rapace, probabilmente un avvoltoio nell'atto di planare. La rappresentazione della
costellazione come un avvoltoio non era nuova: era infatti già riconosciuta come tale dagli Egizi e nell'antica
India. Il nome comparve per la prima volta in Occidente nelle tavole alfonsine, compilate tra il 1215 e
il 1270 per ordine del re di Castiglia Alfonso X, e si affermò nel corso del XIII secolo. In quest'epoca erano
molto diffuse diverse varianti del nome originale arabo, in particolare Waghi, Vagieh e Veka.
Osservazioni
Vega, α Lyr, α Lyrae, Alfa Lyrae è la stella più brillante della costellazione della Lira, la quinta più luminosa
del cielo notturno,nonché la seconda più luminosa nell'emisfero celeste boreale, dopo Arturo. Vertice nordoccidentale dell'asterismo del Triangolo Estivo, Vega è una stella piuttosto vicina, posta a soli 25 anni luce di
distanza, la più luminosa in termini assoluti entro un raggio di 30 anni luce dal sistema solare. Si tratta di
una stella bianca di sequenza principale di classe spettrale A0 V, che possiede una massa circa due
volte quella solare ed una luminosità circa 37 volte superiore. L'astro è caratterizzato da un'altissima velocità
di rotazione sul proprio asse, che gli conferisce l'aspetto di uno sferoide oblato. Questa rapida rotazione, a
causa di un fenomeno noto come oscuramento gravitazionale, si riflette sulla temperatura
effettiva fotosferica, che varia a seconda della latitudine presa in esame: infatti, si è notato che la
temperatura all'equatore è di circa 2000 K più bassa rispetto a quella rilevata ai poli, ed è proprio in direzione
di uno di essi che la stella risulta visibile dalla Terra. È inoltre una sospetta variabile Delta Scuti, che
manifesta pulsazioni nella luminosità di pochi centesimi di magnitudine ogni 0,19 giorni circa 4,56 ore. Vega,
definita dagli astronomi la stella più importante nel cielo dopo il Sole, riveste una grande importanza
nell'astronomia, dal momento è stata impiegata per calibrare gli strumenti osservativi e come riferimento per
la misurazione di alcuni parametri comuni a tutte le stelle; inoltre, circa 12 000 anni fa, a causa
della precessione dell'asse terrestre, ha svolto il ruolo di stella polare, e lo ricoprirà nuovamente tra altri
13.700 anni. A metà degli anni ottanta il satellite IRAS ha scoperto che la stella presenta un eccesso
di emissione infrarossa, attribuito alla presenza in orbita di un disco di polveri circumstellare. Queste polveri
sarebbero il risultato di collisioni plurime tra gli oggetti orbitanti all'interno di una cintura asteroidale,
assimilabile alla fascia di Kuiper nel sistema solare. Alcune irregolarità riscontrate nel disco suggerirebbero
la presenza in orbita di almeno un pianeta, per massa simile a Giove. Vega è la quinta stella più brillante del
cielo se vista ad occhio nudo, data la sua magnitudine apparente pari a 0,03, che, associata al caratteristico
colore bianco-azzurro, la rende facilmente distinguibile anche dal cielo fortemente inquinato delle grandi
città. La facile rintracciabilità della stella è favorita anche dal fatto che Vega costituisce uno dei vertici
dell'asterismo chiamato Triangolo estivo, le cui componenti sono, oltre a Vega, Deneb α Cygni
e Altair α Aquilae. Questo esteso triangolo rettangolo è molto ben riconoscibile nei cieli notturni poiché non
sono presenti stelle altrettanto luminose nelle sue vicinanze; Vega, la più brillante delle tre, si trova sul
vertice nord-occidentale, che coincide con l'angolo retto. Vega domina la costellazione di piccole dimensioni
in cui si trova, la Lira, per la maggior parte costituita da stelle relativamente poco luminose; trovandosi quindi
in un ambiente povero di stelle luminose, specialmente in direzione ovest, la sua brillantezza risulta
particolarmente risaltata. Data la sua declinazione di 38,7°, Vega è una stella dell'emisfero celeste boreale;
questa declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa possa risultare visibile solo da latitudini a nord
di 51° S, mentre a nord di 51° N appare circumpolare, ossia non tramonta mai sotto l'orizzonte
216
Alle latitudini temperate boreali la stella può essere osservata vicino allo zenit durante le serate estive; in
realtà, in virtù della sua posizione molto settentrionale, da questo emisfero è visibile per la gran parte
dell'anno. L'astro inizia a diventare ben visibile, in direzione est, nelle sere di fine aprile-inizio maggio; in
quest'occasione appare come la seconda stella più brillante della notte, dopo Arturo, che è lievemente più
luminosa. Durante i mesi estivi Vega raggiunge il culmine, dominando il cielo; l'astro resta visibile anche
durante le serate autunnali in direzione ovest, sempre relativamente alto sull'orizzonte. Il mese di gennaio la
vede tramontare sotto l'orizzonte ovest alle luci del crepuscolo, sebbene, poiché si trova molto a nord
rispetto all'eclittica, fosse già visibile ad est poco prima dell'alba nel mese di novembre. Alle medie latitudini
australi invece si presenta bassa sopra l'orizzonte durante la stagione invernale e permane visibile nel cielo
notturno solo per pochi mesi all'anno. Il suo sorgere eliaco avviene a marzo, mentre tramonta col Sole a
settembre; il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale australe è dunque compreso fra luglio
e agosto.
Vega
Storia delle osservazioni
Vega è ben nota sin dall'antichità, data la sua grande luminosità e il suo brillante colore bianco-azzurro. I
pochi riferimenti scientifici giuntici da quest'epoca riguardano principalmente i cataloghi stellari compilati
dagli astronomi greci e greco-romani Ipparco e Tolomeo in particolare e dagli astronomi arabi nel Medioevo.
L'astrofotografia, ovvero la fotografia di oggetti celesti, iniziò nel 1840 quando John William Draper riprese
un'immagine della Luna. La prima stella ad essere fotografata, a parte il Sole, fu proprio Vega; la stella
venne ripresa il 17 luglio 1850 presso l'Harvard College Observatory con un'esposizione di circa cento
secondi, sfruttando le tecniche della dagherrotipia.Il dagherro tipo si ottiene utilizzando una lastra di rame su
cui è stato applicato elettroliticamente uno strato d'argento, quest'ultimo viene sensibilizzato alla luce con
vapori di iodio. La lastra deve quindi essere esposta entro un'ora e per un periodo variabile tra i 10 e i 15
minuti. Henry Draper, redattore di un importante catalogo stellare, fu l'autore, nell'agosto 1872, della prima
ripresa dello spettro di una stella differente dal Sole: egli infatti immortalò lo spettro di Vega, riuscendo a
mostrare per la prima volta la presenza di linee di assorbimento, simili a quelle rilevate nello spettro del
Sole. Nel 1879 William Huggins analizzò le immagini dello spettro di Vega e di altre stelle simili, ed identificò
un gruppo di dodici linee molto marcate che erano comuni a quella categoria stellare: si trattava delle linee
della serie di Balmer. Uno dei primi tentativi di misurare una distanza stellare fu compiuto da Friedrich Georg
Wilhelm von Struve, che, sfruttando il metodo della parallasse, stimò per Vega il valore di
0,125 arcosecondi. Friedrich Bessel mostrò scetticismo nei confronti della misurazione di Struve e, quando
Bessel pubblicò un valore di 0,314″ per la stella 61 Cygni, Struve riesaminò i suoi dati arrivando quasi a
217
raddoppiare la sua precedente stima. Questo fatto gettò discredito sulle misurazioni di Struve e portò ad
accreditare Bessel come l'autore della prima misurazione di una parallasse stellare. In realtà, il primo valore
ottenuto da Struve per Vega è molto vicino al valore attualmente accettato, pari a 0,129″. Le rilevazioni
fotometriche effettuate negli anni trenta hanno mostrato una leggera variazione della luminosità della stella,
pari a magnitudini. Poiché questo valore era al limite della sensibilità degli strumenti dell'epoca, la variabilità
di Vega è rimasta un'ipotesi; le osservazioni effettuate nel 1981 presso il David Dunlap
Observatory permisero di rilevare nuovamente la presenza di queste leggere variazioni, imputate a
pulsazioni intrinseche dell'astro che lo renderebbero quindi una variabile Delta Scuti. Anche se Vega
corrisponde in larga parte al profilo fisico caratteristico di questo tipo di stelle variabili, tali variazioni non
sono state rilevate da altri osservatori; per questa ragione si è giunti persino a supporre che tali misurazioni
siano affette da un errore sistematico nella misurazione. Nel 1983 fu scoperto per la prima volta un disco di
polveri attorno a Vega, tramite l'Infrared Astronomical Satellite IRAS, che rilevò un eccesso di radiazione
infrarossa, dovuta all'energia emessa da polvere orbitante che viene scaldata dalla stella.
Il cielo visto da Vega
Un ipotetico osservatore situato su un eventuale pianeta in orbita attorno a Vega vedrebbe il cielo
leggermente diverso da quello osservabile sulla Terra: questo perché le distanze dal sistema solare di molte
delle stelle più brillanti visibili dal nostro pianeta differiscono in maniera sostanziale rispetto a quelle che le
separano da Vega. Altair dista da Vega 14,8 anni luce, contro i 16,7 che la separano dal Sole; apparirebbe
quindi appena più brillante con una magnitudine apparente pari a 0,49 che vista dalla Terra. Lo stesso
discorso vale per Arturo, che dista dall'astro principale della Lira 32 a.l. contro i 37 che la distanziano dal
sistema solare, e quindi appare nel cielo di Vega come un oggetto di magnitudine −0,33. Sirio e Procione,
rispettivamente prima e ottava stella più brillante del cielo terrestre, distano rispettivamente 33 e 34 a.l. da
Vega, il che le farebbe apparire come delle modeste stelle di seconda e terza grandezza. Un aspetto curioso
riguarda come apparirebbe il Sole se osservato da Vega. Com'è noto, Vega è visibile dal sistema solare in
direzione di uno dei suoi poli; se l'asse di rotazione di questo ipotetico pianeta fosse perpendicolare al piano
orbitale, e quindi puntasse nella medesima direzione dell'asse stellare, il Sole apparirebbe come la stella
polare. Il Sole apparirebbe comunque come un debole astro di magnitudine 4,2, e risulterebbe visibile alle
coordinate diametralmente opposte a quelle alle quali Vega risulta visibile dalla Terra nel sistema di
coordinate equatoriali terrestri sarebbero AR=6h 36m 56,3364s — Dec=−38° 47′ 01,291″, che corrispondono
alla regione occidentale della costellazione della Colomba. Non lontano dalla nostra stella risulterebbe
visibile Sirio, mentre dalla parte opposta brillerebbe Canopo, che apparirebbe lievemente meno brillante
rispetto al cielo terrestre.
218
219
Dati Fisici
VEGA
Classificazione
Stella Bianca Sequenza Principale
Classe Spettrale
A0 Va
Distanza dal Sole
25,3 anni luce
Tipo Variabile
Sospetta Delta Scuti
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 36m 56,34s
Declinazione
38° 47′ 01,29″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,26 Raggi Solari
Massa
2,11 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.600 K
Velocità di Rotazione
274 km/s
Luminosità
37 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,00
Età Stimata
1,4 Miliardi di anni
Periodo di Rotazione
5,72 km/s
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
0,03
Magnitudine Assoluta
0,58
Velocità Radiale
Moto Proprio
-13,9 km/s
AR:201,03 mas/anno – Dec:287,47 mas/anno
220
Sulafat
Origine del nome
Gamma Lyrae, Lyr γ, γ Lyrae o Sulafat è la seconda più luminosa stella nel nord
della costellazione della Lyra . Ha la tradizionale nomi
Sulafat Sulaphat, dall'arabo ‫ الس لح فاة‬alsulḥafāt tartaruga, e jugum , dal latino iugum giogo. Il collegamento con le tartarughe è che arpe fini erano
tradizionalmente fatte di tartaruga . La magnitudine apparente visuale di Sulafat è di 3,3, , che è facilmente
visibile ad occhio nudo. Parallax misure produrre una distanza stimata di 620 anni luce 190 parsec
dalla Terra .
Osservazioni
Si tratta di una stella gigante con una classificazione stellare di B9 III, per indicare che ha esaurito la
fornitura di idrogeno nel suo nucleo e si è evoluta dalla sequenza principale . La temperatura effettiva della
busta esterna di questa stella è 10.080 K, dando il bianco-blu tonalità tipica di una stella di tipo
B. L' interferometria ha misurato un diametro angolare di questa stella è 0,74 mas , che, la sua distanza
stimata, pari a un raggio fisico di circa 15 volte il raggio del sole . Nel 1909, l'astronomo canadese Samuel
A. Mitchell ha identificato questa stella come una binaria spettroscopica , anche se non era in grado di
dividere le righe di assorbimento dei componenti. Ha scoperto che un periodo di 25,6 giorni abbinato sue
misurazioni. E 'stato segnalato come una binaria spettroscopica di recente, nel 2001, ma ora si crede che
sia una stella con un alto tasso di rotazione per le stelle di questo tipo.
221
Dati Fisici
SULAFAT
Classificazione
Gigante
Classe Spettrale
B9 III
Distanza dal Sole
620 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 58m 56,62s
Declinazione
32° 41′ 22,40″
DATI FISICI
Raggio Medio
15 Raggi Solari
Massa
Masse Solari
Temperatura Superficiale
10.080 K
Velocità di Rotazione
72 km/s
Luminosità
2.100 luminosità solari
Indice di Colore (BV)
0,047
Età Stimata
Periodo di Rotazione
25,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,26
Magnitudine Assoluta
-3,2
Velocità Radiale
Moto Proprio
-21,1 km/s
AR: -3,09 mas/anno – Dec: 1,11 mas/anno
222
Sheliak
Origine del nome
Beta Lyrae, β Lyr, β Lyrae è una stella binaria distante circa 882 anni luce, nella costellazione della Lira. È
anche chiamata Sheliak, che significa arpa in arabo, ed è il prototipo delle variabili Beta Lyrae, sistemi binari
stretti dove le componenti si eclissano l'un l'altra in un periodo solitamente di pochi giorni. Nella designazione
di Bayer la stella era già presente nel 1603 nella pubblicazione dell'astronomo tedesco, mentre fu catalogata
10 Lyrae da John Flamsteed nel suo catalogo del 1712. La sua variabilità fu scoperta dall'astronomo
amatore britannico John Goodricke, nel 1784, mentre la prima analisi spettroscopica di Beta Lyrae fu invece
compiuta nel 1933 dall'astronoma Antonia Maury.
Osservazioni
Come le altre componenti della costellazione della Lira, la stella fa parte del cielo boreale, di conseguenza è
maggiormente visibile dall'emisfero boreale della Terra, dove nelle serate estive alle medie latitudine
raggiunge lo zenit, ed è visibile già in marzo ad est prima del sorgere del Sole, e resta visibile fino ad
autunno inoltrato, quando è visibile a ovest dopo il tramonto. Dall'emisfero australe appare bassa
sull'orizzonte nord dalle medie latitudini australi, e nonostante sia possibile vederla anche dalle estreme
regioni meridionali del Sud America, la visione è piuttosto difficoltosa ed è ristretta ad un breve periodo
dell'anno, nei mesi di luglio ed agosto. Trovarla è piuttosto semplice; dopo aver individuato il rombo formato
da 4 stelle di terza magnitudine nei pressi della brillante Vega, ed individuato Gamma Lyrae, seconda stella
più luminosa della Lira e la più meridionale del rombo, ad un grado o poco più ad ovest si trova Beta Lyrae. Il
sistema è una variabile a eclisse: il piano orbitale delle due stelle è visto di taglio, e le due stelle si
nascondono a vicenda regolarmente. Di conseguenza, Beta Lyrae cambia la propria magnitudine
apparente da 3,4 a 4,6 in 12,91 giorni, che è il periodo orbitale con cui ruotano attorno al comune centro di
massa. Le due stelle che compongono Beta Lyrae sono abbastanza vicine tra loro, sicché la materia dalla
fotosfera di ciascuna è attirata verso l'altra. Si tratta quindi di una binaria a contatto, dove le superfici delle
due stelle si toccano, anche se non sono così vicine come le variabili W Ursae Majoris. Questo causa anche
un trasferimento di massa dalla principale, più fredda e meno densa, alla secondaria, stimato in 4,5 masse
terrestri all'anno, un valore piuttosto elevato. La principale era in realtà la più massiccia delle 2 componenti,
di conseguenza si è evoluta più velocemente della compagna in una gigante; i suoi strati esterni sono usciti
dal proprio lobo di Roche ed è iniziato un trasferimento di massa verso la compagna, che col tempo, è
divenuta la stella di maggior massa del sistema. Fino al 2008 la stella non è stata risolvibile con telescopi
ottici, e di conseguenza era considerata solo come binaria spettroscopica, fino a quando, nel 2008, le
componenti furono risolte per mezzo dell'interferometro CHARO, che ha mostrato anche la deformazione
delle componenti e il disco di accrescimento della secondaria, ora stella più massiccia del sistema. Nei
pressi è visibile una terza stella, ad una distanza angolare di 45,7", che è di tipo spettrale B7V con una
magnitudine apparente di 7,2, facilmente visibile con un binocolo, ma non è legata gravitazionalmente ad
essa, così come pure un'altra stella che appare vicina solo per la prospettiva con cui è vista dalla Terra.
223
224
Dati Fisici
SHELIAK
Classificazione
Binaria a Eclisse
Classe Spettrale
B7Ve - B
Distanza dal Sole
870 anni luce
Tipo Variabile
Beta Lyrae
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 50m 04,8s
Declinazione
33° 21′ 45,61″
DATI FISICI
Raggio Medio
15 -7,5 Raggi Solari
Massa
2,83 . 12,70 Masse Solari
13.000 – 30.000 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
6.000 – 25.000
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,00
Età Stimata
Periodo di Rotazione
12,94 giorni
DATI OSSERVATIVI
3,4 – 4,6
Magnitudine Apparente da Terra
Magnitudine Assoluta
-3,64
Velocità Radiale
Moto Proprio
19,2 km/s
AR: 1,90 mas/anno – Dec: -3,53 mas/anno
225
Lucertola
Anche la costellazione della Lucertola non ha stelle con nome proprio.
Ofiuco
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 ‫ الح يةرأس‬raʾs 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 46 anni 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: 230 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 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 9350 K, mentre all'equatore è di appena 7500 K. La costruzione di un preciso modello della
forma e della temperatura superficiale della stella può influenzare la stima degli altri suoi parametri.
226
227
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 56,07s
Declinazione
12° 33′ 36,12″
DATI FISICI
Raggio Medio
2,5 Raggi Solari
Massa
2,1 Masse Solari
Temperatura Superficiale
8.250 K
Velocità di Rotazione
225 km/s
Luminosità
30,2 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,16
Età Stimata
770 Milioni di Anni
Periodo di Rotazione
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
228
Sabik
Origine del nome
L'origine del nome Sabik non è chiaro: deriva dalla lingua 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.
229
230
Dati Fisici
SABIK
Classificazione
Sistema Binario
Classe Spettrale
a A2 5Va – b A3V
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
Velocità di Rotazione
23 km/s
Luminosità
35 - 21 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,05
Età Stimata
Periodo di Rotazione
1 anno
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,43
Magnitudine Assoluta
3,0 – 3,5
Velocità Radiale
-0,9 km/s
Moto Proprio
AR: 40,13 mas/anno – Dec: 99,17 mas/anno
231
Han
Origine del nome
E 'stato membro del 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
ridotta 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 .
Osservazioni
Zeta Ophiuchi, ζ Oph, ζ Ophiuchi è la terza stella più luminosa della costellazione di Ofiuco; si tratta di
una stella blu di sequenza principale situata a 456 anni luce dal sistema solare, di magnitudine
apparente 2,54. Zeta Ophiuchi è una stella di tipo spettrale O9V, avente una grande massa, equivalente a
quella di 20 soli. Il raggio è 8 volte quello del Sole e con una temperatura superficiale superiore ai
30.000 K emana gran parte della sua radiazione nell'ultravioletto; considerando anche questa lunghezza
d'onda, la stella è 83 000 volte più luminosa del Sole La sua luce azzurra è occultata in parte dalla presenza
di polvere interstellare che la circonda, e che ne riduce notevolmente la luminosità apparente. Come le stelle
della sua classe, espelle materia tramite venti stellari in grande quantità, alla velocità di 1600 km/s . Zeta
Ophiuchi è conosciuta anche come stella fuggitiva: si muove infatti nello spazio alla velocità di 87000 km/h e
con un'età di circa 3-4 milioni di anni, è all'incirca alla metà del corso della sua vita, che terminerà con
l'esplosione in supernova. Gli astronomi hanno ipotizzato che in passato la stella faceva parte di un sistema
binario, prima che la compagna, una stella ancor più massiccia, esplodesse in supernova e scagliasse Zeta
Ophiuchi nello spazio a grande velocità, generando la nube giallastra visibile nell'infrarosso nell'immagine
della NASA.
232
233
Dati Fisici
HAN
Classificazione
Stella Blu sequenza principale
Classe Spettrale
O9V
Distanza dal Sole
456 anni luce
Tipo Variabile
Gamma Cassiopeiae
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 37m 09,5s
Declinazione
-10° 34′ 01,4″
DATI FISICI
Raggio Medio
8,3 Raggi Solari
Massa
20 Masse Solari
Temperatura Superficiale
34.000 K
Velocità di Rotazione
400 km/s
Luminosità
83.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,02
Età Stimata
3 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,54
Magnitudine Assoluta
-4,3
Velocità Radiale
Moto Proprio
-15 km/s
AR: 15,26 mas/anno – Dec:24,79 mas/anno
234
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 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 ridotta 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, δ Oph, δ Ophiuchi, 1 Ophiuchi, 1 Oph è una stella della costellazione di Ofiuco,
di magnitudine apparente 2,74. È conosciuta anche con il nome tradizionale di Yed Prior e dista 171 anni
luce dal sistema solare. Si tratta di una stella situata nell'emisfero australe celeste, 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 2,74 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. Yed Prior è di tipo spettrale M0,5III ed è quindi classificata come gigante rossa; ha
una massa una volta e mezzo quella del Sole ma è molto più grande: il suo raggio è infatti 58 volte quello
solare. La stella è sospettata essere una variabile, in quanto può avere una variazione in luminosità di 0,03
magnitudini. Elementi chimici, quali ferro e azoto, sono molto più abbondanti su Delta Ophiuchi che sul Sole:
più del doppio il primo, mentre per il secondo addirittura più di tre volte superiore: sono il risultato di processi
di fusione nucleare interni. La stella possiede una velocità di rotazione di 7,0 km/s, molto bassa, e
una gravità di superficie pari a 1,4 log g.
235
236
Dati Fisici
YED PRIOR
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
MO 5III
Distanza dal Sole
171 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 14m 20,74s
Declinazione
-03° 41′ 39,56″
DATI FISICI
Raggio Medio
58 Raggi Solari
Massa
1,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.800 K
Velocità di Rotazione
7 km/s
Luminosità
630 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,98
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,74
Magnitudine Assoluta
-0,86
Velocità Radiale
Moto Proprio
-19,7 km/s
AR: -47,54 mas/anno – Dec :-142,73 mas/anno
237
Cebalrai
Origine del nome
Beta Ophiuchi, β Oph, β Ophiuchi è una stella della costellazione di Ophiuchus. Porta anche i nomi
tradizionali Cebalrai Arabo: cane pastore, Cheleb, o Kelb Alrai, o a volte semplicemente Alrai. Beta Ophiuchi
è una gigante di tipo K avente una grandezza evidente di 2,77. come alcune altre giganti di tipo K, la
luminosità di β Ophiuchi varia molto leggermente.
Osservazioni.
Questa è una stella gigante con una classificazione stellare di K2 III. Anche se è solo il 13% in più della
massa del Sole, che ha raggiunto una tappa nella sua evoluzione in cui l'atmosfera si è ampliato fino a circa
12 volte le Raggio di Sole e si irradia 63 volte la luminosità del sole. Il suo involucro esterno è relativamente
fresco con una temperatura effettiva di 4467 K, che dà la tonalità arancione tipica di K. Come altri giganti di
tipo K, β Ophiuchi è stata trovata a variare leggermente 0,02 magnitudini di luminosità. Cebalrai è un
membro della popolazione disco sottile . E 'a seguito di una bassa eccentricità dell'orbita attraverso la Via
Lattea che porta una distanza compresa fra 27,3-30,9 k.a.l., 8,4-9,5 kpc, dal Centro Galattico e fino a 0,62
k.a.l. 0,19 kpc, sopra o sotto il piano galattico . Velocità radiali variazioni con un periodo di 142 giorni
accenno circa la possibile presenza di un compagno planetario orbitante Beta Ophiuchi. Finora, nessun
oggetto planetario è stato confermato;. Mentre periodiche pulsazioni radiali causati da intrinseca variabilità
stellare in grado di spiegare le variazioni osservate
238
Dati Fisici
CELBALRAI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2 III
Distanza dal Sole
81,8 anni luce
Tipo Variabile
K gigante
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 43m 28,35s
Declinazione
-04° 34′ 02,29″
DATI FISICI
Raggio Medio
12,42 Raggi Solari
Massa
1,13 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.447 K
Velocità di Rotazione
5,4 km/s
Luminosità
63,4 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,17
Età Stimata
3,82 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,75
Magnitudine Assoluta
0,77
Velocità Radiale
Moto Proprio
-12,53 km/s
AR: 41,45 mas/anno – Dec : 159,34 mas/anno
239
Orione
Betalgeuse
Origine del nome
Il nome Betelgeuse viene dall'arabo ‫ الجوزا ء ي د‬Yad al-Jawzā, la mano di al-Jawzā, tradotto come il Gigante e
Colui che sta al Centro: tali epiteti, con cui ci si riferiva dapprima alla vicina costellazione dei Gemelli, sono
poi passati a designare la costellazione di Orione. L'esperto di nomenclatura stellare tedesco Paul Kunitzsch
notò tuttavia come gli Arabi caratterizzassero la costellazione con attributi femminili; pertanto, la traduzione
più consona di al-Jawzā sarebbe Colei che sta al Centro. È oggetto di dibattito quale sia effettivamente
questo centro cui si fa riferimento nel nome: alcuni sono propensi a ritenere che si tratti del Centro del Cielo,
dato che la costellazione di Orione giace sull'equatore celeste; altri ritengono che originariamente la
costellazione o una parte di essa dovesse simboleggiare una particolare razza ovina, la quale era
caratterizzata da una macchia o cintura bianca nella pelliccia nella regione addominale o comunque in una
porzione centrale del corpo. Kunitzsch ritiene che il nome attuale derivi dalla corruzione, durante l'epoca
medioevale, del nome originario in ‫ الجوزا ء ب د‬Bad al-Jawzā, dovuta ad un errore di traslitterazione dall'arabo
al latino Bedalgeuze causato forse dalla confusione della lettera ‫ي‬, yāʼ, che codifica il fonema y, con la
lettera ‫ب‬, bāʼ, che codifica il suono b; le ragioni di questo errore sarebbero da ricondurre al fatto che le due
lettere, ad inizio parola, sono molto simili, e differiscono solo per un segno diacritico lo yāʼ ‫ ي‬possiede due
punti inferiori, mentre il bāʼ ‫ ب‬ne possiede uno solo. Così trasformata, la perifrasi venne ad assumere il
significato di ascella di Colei che sta al Centro, sebbene più correttamente in lingua araba il termine ascella
sia ‫ اب ط‬Ibţ; sarebbe questo il motivo che portò nel 1899 Richard Hinckley Allen ad ipotizzare, erroneamente,
che fosse ‫ الجوزا ء اب ط‬Ibţ al-Jawzā il nome originario della stella. L'errore non ricevette alcun emendamento,
preservandosi e trasformandosi durante il Rinascimento in Bait al-Jawzā, da cui deriva la forma corrente.
In tedesco il nome della stella presenta un'ulteriore corruzione, dovuta all'errata interpretazione della "l"
come una "i": il risultato è Beteigeuze. Nel corso del diciannovesimo e nei primi anni del XX secolo godettero
di una discreta diffusione anche altre varianti del nome, come Betelgeuze oBetelgeux, ma entrambe sono
state rimpiazzate da Betelgeuse, che si è affermato come grafia standard.
Osservazioni
Betelgeuse IPA, betelˈdʒɛuze; α Ori, α Orionis, Alfa Orionis è la seconda stella più luminosa
della costellazione di Orione, dopo Rigel, e, mediamente, la decima più brillante del cielo notturno vista
ad occhio nudo, data la sua magnitudine apparente fissata sul valore medio di 0,58. È uno dei vertici
dell'asterismo del Triangolo invernale, assieme a Sirio e Procione. Betelgeuse è una supergigante
rossa di classe spettrale M1-2 Iab, ovvero una stella in una fase già piuttosto avanzata della sua evoluzione,
che mostra episodi di variabilità dovuti a pulsazioni quasi regolari dell'astro con un periodo tra i 2070 e i 2355
giorni. La sua distanza dalla Terra era stimata sino a pochi anni fa sui 427 anni luce a.l., ma recenti rimisurazioni della parallasse hanno suggerito un valore maggiore, pari a circa 600-640 a.l; alla luce di questo
nuovo valore è stato necessario riaggiornare buona parte dei parametri stellari, in particolare il suo raggio.
Il diametro angolare misurato da Terra suggerisce, da questa distanza, che Betelgeuse sia una stella di
dimensioni colossali, addirittura una tra le più grandi conosciute: il suo raggio misurerebbe in media 4,6 u.a.,
pari a circa 1000 volte il raggio solare. Data la grande superficie radiante, Betelgeuse possiede anche una
forte luminosità, oltre 135.000 volte quella della nostra stella, che la rende anche una tra le stelle più
luminose in assoluto. Tuttavia, una simile luminosità non è imputabile esclusivamente alla vasta superficie;
per questa ragione gli astronomi propendono a ritenere che la stella possieda una massa elevata, pari a 1520 volte quella del Sole. Pertanto, è possibile che la stella concluderà la sua esistenza esplodendo in
240
una supernova. Alcune indagini condotte nella seconda metà degli anni ottanta suggerivano l'eventualità che
Betelgeuse fosse un sistema multiplo, costituito almeno da tre componenti; successive osservazioni non
hanno però confermato quest'evidenza. Betelgeuse è una stella dell'emisfero boreale possiede infatti
una declinazione di 7° 24', ma è comunque abbastanza vicina all'equatore celeste da risultare osservabile
da tutte le aree della Terra, ad eccezione della parte più interna del continente antartico; a nord invece la
stella appare circumpolare ben oltre il circolo polare artico. Betelgeuse si può distinguere con grande facilità
anche dalle grandi città: è infatti la decima stella più brillante del cielo se vista ad occhio nudo, la
nona considerando singolarmente le componenti dei sistemi multipli; inoltre fa parte dell'inconfondibile
costellazione di Orione, di cui costituisce il vertice nord-orientale, e spicca rispetto alle altre per il suo colore,
un arancione intenso, che contrasta con l'azzurro tipico delle altre stelle luminose di quest'area di cielo.
Costituisce inoltre il vertice nord-occidentale del grande e brillante asterismo del Triangolo
invernale. Betelgeuse inizia a scorgersi bassa sull'orizzonte orientale nelle serate tardo-autunnali inizio
dicembre, ma è durante i mesi di gennaio e febbraio che l'astro domina il cielo notturno, essendo la stella di
colore rosso vivo più brillante dell'inverno. Il mese di maggio invece la vede tramontare definitivamente sotto
l'orizzonte ovest, tra le luci del crepuscolo; torna ad essere visibile ad est, poco prima dell'alba, nel mese di
agosto. Betelgeuse appare come la seconda stella più luminosa della costellazione alla quale appartiene: la
sua magnitudine media è di 0,58; Rigel β Ori, la stella più brillante di Orione, posta nel vertice sudoccidentale della costellazione, in posizione diametralmente opposta a Betelgeuse, è di magnitudine
0,12. Betelgeuse, Rigel e Deneb α Cyg sono le più distanti fra tutte le stelle di prima magnitudine, che in
totale sono circa una ventina nel cielo notturno: Betelgeuse si trova a circa 640 anni luce da noi, segno
questo che anche la sua reale luminosità è molto elevata. La sua escursione di luminosità, apprezzabile solo
nell'arco di alcuni anni, è percepibile quando si raffronta la sua brillantezza con quella delle stelle vicine più
luminose: al momento della massima luminosità, la sua magnitudine raggiunge un valore di 0,3–0,2,
paragonabile a quella della biancastra Procione α CMi e molto simile a quella di Rigel; nella fase di minimo
invece scende fino ad una magnitudine di 1,2, diventando simile in brillantezza a Polluce β Gem e poco più
luminosa della vicina Bellatrix γ Ori, la spalla destra di Orione, di magnitudine 1,64. Betelgeuse è una stella
di particolare interesse per gli astronomi: è infatti la terza stella per diametro angolare apparente visto da
Terra, dopo il Sole ed R Doradus, una gigante rossa più piccola di Betelgeuse che appare più grande solo in
virtù della sua maggiore vicinanza al sistema solare. È inoltre una delle poche stelle che i telescopi, sia di
terra sia spaziali, sono riusciti a risolvere come un disco e non solamente come un punto luminoso.
Nelle epoche processionali
A causa del fenomeno della precessione degli equinozi, le coordinate di Betelgeuse variano sensibilmente
col trascorrere del tempo. Attualmente, l'ascensione retta di Betelgeuse è pari a 5h 55m, ossia estremamente
prossima alle 6h, che corrisponde al punto più settentrionale che l'eclittica raggiunge a nord dell'equatore
celeste, e dunque segna anche il punto più settentrionale che un oggetto celeste, che si trova presso di
essa, può raggiungere. Dunque, attualmente, Betelgeuse si trova alla sua declinazione più settentrionale,
che corrisponde a circa 7°. Nell'epoca precessionale opposta alla nostra avvenuta circa 13.000 anni fa,
Betelgeuse aveva una coordinata di ascensione retta pari a 18 h, che corrisponde alla declinazione più
meridionale che un oggetto può raggiungere; sottraendo ai 7° attuali un valore di 47° pari al doppio
dell'angolo di inclinazione dell'asse terrestre, si ottiene una declinazione di −40°. Questo significa che,
13.000 anni fa, Betelgeuse era una stella piuttosto meridionale, e poteva essere osservata solo a sud del
50º parallelo nord. Dunque, per buona parte dell'epoca precessionale completa, Betelgeuse non sarebbe
osservabile da molte regioni dell'emisfero boreale. A questo movimento sarebbe poi da aggiungere il moto
proprio della stella, che però, data la grande distanza, ha effetti minimi sulla sua posizione apparente.
Attualmente, Betelgeuse ha raggiunto la massima declinazione nord, assieme a quasi tutta la costellazione
di Orione, che si trova ora a cavallo dell'equatore celeste. Tra circa 5.000 anni, l'intera figura di Orione,
compresa Betelgeuse, si troverà interamente nell'emisfero australe.
241
Evoluzione e futuro
Betelgeuse si trova attualmente nelle ultime fasi della propria evoluzione: la fase di supergigante rossa,
altamente instabile, è infatti il preludio all'estinzione dell'astro. Gli astronomi ritengono che Betelgeuse, per
via della sua massa, durante la sua fase di sequenza principale sia stata una stella di classe B, dal tipico
colore bianco-azzurro, e che sia rimasta in questa fase per almeno 8-10 milioni di anni. Conclusa questa
fase di stabilità, nell'ultimo milione di anni la stella avrebbe subito una serie di collassi che ne avrebbero
innescato le successive reazioni nucleari, provocandone alla fine l'espansione allo stato attuale di
supergigante rossa. Data la sua grande massa, gli astronomi ritengono che la stella concluderà la propria
esistenza esplodendo in una brillantissima supernova di tipo II. Non si sa con esattezza quando ciò avverrà;
le opinioni sono differenti. Alcuni vedono la variabilità della stella come un indizio del fatto che si trovi già
nella fase di fusione del carbonio in ossigeno e neon, e sia quindi a qualche migliaio di anni dalla fine. Altri
rifiutano questa ipotesi, ritenendo che sarà necessario ancora qualche milione di anni prima che si verifichi
l'esplosione; altri ancora non ritengono improbabile che il fenomeno possa essere già avvenuto, ma
escludono che sarà visibile entro un tempo relativamente breve su scala umana, al massimo qualche secolo.
Pur non essendo noto quando Betelgeuse diverrà una supernova, è possibile determinare tramite modelli
fisico-matematici la complessa serie di eventi che precederà e seguirà l'esplosione della stella. Come
modello è stata presa l'esplosione di una tipica supernova di tipo II-P, caratterizzata da una curva di luce che
mostra un appiattimento plateau indicante un periodo in cui la luminosità diminuisce ad un ritmo molto
lento.[81] La stella si è mantenuta in vita grazie alle reazioni di fusione nucleare nucleo sintesi all'interno del
suo cuore, che hanno sprigionato l'energia necessaria a contrastare la forza di gravità che altrimenti avrebbe
fatto collassare l'astro su se stesso. Mentre le stelle meno massicce come il Sole, nelle fasi seguenti la
sequenza principale fondono l'idrogeno in uno strato superiore al nucleo di elio e, solamente qualora la
massa sia sufficiente, possono arrivare a fondere l'elio in carbonio ed ossigeno, le stelle massicce, conclusa
la
fusione
dell'elio
in
carbonio,
raggiungono
nei
loro
nuclei
le
condizioni
di temperatura e pressione necessarie a far avvenire la fusione di quest'ultimo in elementi più pesanti:
ossigeno,neon, silicio e zolfo. I prodotti finali della nucleo sintesi sono il nichel-56, 56Ni, e il cobalto-56, 56Co,
risultato del processo di fusione del silicio. Nichel-56 e cobalto-56 decadono rapidamente in ferro-56, 56Fe,
che si deposita inerte al centro della stella. Quando il nucleo ferroso raggiunge una massa superiore al limite
di Chandrasekhar, esso diviene instabile e collassa in una stella di neutroni; la formazione della stella di
neutroni provoca l'emissione di un flusso di circa 10 46 joule di neutrini, che impiega circa un'ora per
attraversare lo strato esterno di idrogeno della stella e fuggire nello spazio circostante. Il collasso genera una
serie di onde d'urto che, dopo aver impiegato circa un giorno per raggiungere la superficie stellare, ne
provocano lo smembramento, dando luogo ad un improvviso flash di radiazione ultravioletta di intensità pari
a 100 miliardi di volte la luminosità solare. Nelle due settimane successive all'esplosione, la luminosità totale
della supernova subisce inizialmente una diminuzione, per poi raggiungere la brillantezza massima, mentre il
materiale espulso si espande, raffreddandosi, fino ad una distanza pari a 100 u-a- dalla stella. A questo
punto, la supernova permane in uno stato stazionario simboleggiato dal plateau della curva di luce per circa
2–3 mesi, durante i quali la luminosità assoluta si attesta su un valore pari a un miliardo di volte quella del
Sole, mentre la temperatura effettiva si mantiene sui 6000 K. Dalla distanza di 640 anni luce, Betelgeuse
sarà visibile da Terra con una magnitudine apparente di −12, pari a quella di un quarto di Luna. In questa
fase Betelgeuse risulterà visibile anche durante le ore diurne, e tali condizioni perdureranno per diversi mesi,
compatibilmente col tasso di diminuzione della luminosità. Gli anni immediatamente seguenti sono segnati
dal decadimento radioattivo del cobalto-56 in ferro-56. Nel millennio successivo all'esplosione gli strati
esterni che costituivano la stella si espandono sino a raggiungere i 20 anni luce di estensione, diventando
sempre più freddi e rarefatti e poco luminosi; si forma così il resto di supernova, che arricchirà il mezzo
interstellare circostante degli elementi pesanti prodotti dalla stella durante le sue ultime fasi di vita.
Nonostante la relativa vicinanza, si ritiene che le radiazioni emesse dall'esplosione di Betelgeuse non
causeranno grossi danni alla biosfera del nostro pianeta.
242
La costellazione di Orione come potrebbe apparire qualora Betelgeuse esplodesse in supernova. La
stella brillante nell'angolo inferiore sinistro dell'immagine è Sirio, quella nell'angolo superiore destro
è Aldebaran.
Betalgeuse come lo vediamo oggi
243
244
Dati Fisici
BETALGEUSE
Classificazione
Super Gigante Rossa
Classe Spettrale
M1 2lab
Distanza dal Sole
600 - 640 anni luce
Tipo Variabile
Pulsante Semiregolare
2.070 – 2.355 giorni
Periodo di variabilità
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 55m 10,31s
Declinazione
07° 24′ 25,43″
DATI FISICI
990 – 1.000 Raggi Solari
Raggio Medio
Massa
15 - 20 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.500 K
Velocità di Rotazione
14,6 km/s
Luminosità
135.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,85
Età Stimata
8,5 milioni di anni
Periodo di Rotazione
17 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,2
Magnitudine Assoluta
-5,14
Velocità Radiale
Moto Proprio
21,0 km/s
AR: 27,33 mas/anno – Dec : 10,86 mas/anno
245
Rigel
Origine del nome
Il nome di Rigel deriva dalla sua posizione di piede sinistro di Orione. È infatti una contrazione di Rijl jawza
al-yusra, espressione araba per il piede sinistro di Colui che è Centrale. Un altro nome arabo è riǧl alǧabbār, che significa il piede di colui che è grande, gigante, conquistatore, ecc.; da questa espressione
araba derivano i nomi alternativi di Rigel, Algebar e Elgebar, che tuttavia sono raramente utilizzati.
Nella mitologia norrena il gigante Orione era identificato con Orwandil. Secondo il mito egli stava viaggiando
in compagnia del dio Thor, quando in uno sfortunato incidente il suo alluce si congelò durante
l'attraversamento di un fiume. Thor tagliò il dito e lo lanciò nel cielo, ove divenne Rigel. In alcune varianti,
l'altro alluce divenne la stella Alcor. In Cina Rigel è conosciuta con il nome 参宿七, che significa la settima
delle tre stelle. Questo curioso nome deriva dal fatto che i cinesi chiamavano l'asterismo della Cintura di
Orione, le tre stelle. Poi altre stelle vennero aggiunge all'asterismo, ma il nome non cambiò.
In Giappone Rigel fu chiamata Genji-boshi, nome suggerito dalla bianca bandiera del clan Genji. Il nome,
infatti, significa la stella del clan Genji. Un altro nome utilizzato in Giappone è Gin-waki, che significa la stella
argentata accanto alla Cintura di Orione. Presso la popolazione aborigena australiana dei Wotjobaluk Rigel
era chiamata Yerrerdet-kurrk ed era considerata la suocera di Totyerguil, cioè Altair. La distanza fra le due
stelle esprimeva il taboo che impediva a un uomo di accostarsi alla propria suocera. Nella navigazione
astronomica, Rigel è una delle più importanti stelle utilizzate per stabilire la posizione di una nave. Ciò è
dovuto sia alla sua brillantezza, sia alla sua posizione vicina all'equatore celeste, che la rende visibile da tutti
gli oceani del mondo.
Osservazioni
Rigel, β Ori, β Orionis, Beta Orionis è una stella della costellazione di Orione, la settima più luminosa del
cielo, con una magnitudine apparente di 0,12. Sebbene secondo la nomenclatura di Bayer la stella abbia
la lettera greca β, è in realtà la stella più luminosa della costellazione, più luminosa anche di Betelgeuse, cui
è stata assegnata la lettera α. Ciò può essere dovuto o al fatto che, al momento dell'assegnazione delle
lettere nel 1603, Betelgeuse, in virtù della sua variabilità, era più luminosa di quanto non sia ora, oppure
semplicemente al fatto che Johann Bayer, come in molti altri casi, si è basato sulle posizioni delle stelle
piuttosto che sulla loro effettiva luminosità al momento dell'assegnazione della lettera. Rigel è
una supergigante blu dall'elevata temperatura superficiale, situata alla distanza di circa 775 anni
luce dal sistema solare; attorno ad essa si trova una gran quantità di gas interstellare, che viene illuminato
dalla sua intensa radiazione ultravioletta, rendendolo così luminoso perriflessione. Rigel è una stella
dell'emisfero australe, ma è talmente prossima all'equatore celeste solo 8° a sud da poter essere osservata
da tutte le aree abitate della Terra, senza difficoltà. D'altra parte questa vicinanza all'equatore celeste fa sì
che essa sia circumpolare solo nelle regioni vicine al polo sud terrestre. L'individuazione di Rigel è facilitata,
oltre che dalla sua notevole luminosità, anche dal fatto che appartiene alla costellazione di Orione, una delle
figure più note e riconoscibili della volta celeste, di cui costituisce anche la stella più luminosa. Essa è posta
nella parte sud-ovest della costellazione, in corrispondenza del suo piede destro, secondo l'Uranometria di
Bayer, o sinistro, secondo l'etimologia araba. Si trova infatti a sud rispetto alla Cintura di Orione formata
da Alnitak, Alnilam e Mintaka e a ovest rispetto a Saiph, con la quale forma una delle basi della figura a
forma di clessidra, costituita dalle stelle più luminose della costellazione. Per quanto riguarda le dinamiche
terrestri, si può osservare che Rigel si trova ora nel punto più settentrionale che possa raggiungere nel ciclo
precessionale, essendo prossima alle 6h diascensione retta; fra circa 13.000 anni come lo è stato anche
12.000 anni fa, Rigel sarà al contrario nel punto più meridionale, e sarà osservabile dall'emisfero nord solo in
prossimità del Tropico del Cancro.
246
Rigel circondata dalla tenue nebulosità di vdB 36.
Ambiente galattico
La distanza di Rigel è compresa tra 700 e 900 anni luce. Il dato migliore dalla missione spaziale Hipparcos è
di 773 anni luce pari a 237parsec, ma il margine di errore è piuttosto grande. Questa stella si trova sullo
stesso braccio della Via Lattea su cui si trova anche il Sole, cioè il braccio di Orione, il cui nome deriva dal
fatto che il suo punto più ricco ed intenso si trova proprio in direzione della costellazione di Orione. Sulla
stessa linea di vista di Rigel e lungo il medesimo braccio galattico, si trovano anche l'associazione OB Orion
OB1 e la nebulosa di Orione, ad essa collegata. Di questa associazione fanno parte molte stelle calde e
luminose della costellazione, comprese Saiph e le tre che formano la Cintura. Tuttavia la distanza di Rigel da
noi è circa la metà di quella delle stelle che formano l'associazione. È pertanto dubbio che Rigel ne faccia
parte: a volte viene considerata un membro staccato dell'associazione, ma più spesso è considerata un
membro dell'Associazione R1 del Toro Orione. Il fatto che Betelgeuse si trovi più o meno alla stessa
distanza da noi a cui si trova Rigel e abbia più o meno la stessa età circa 10 milioni di anni farebbe pensare
a un fenomeno di formazione stellare avvenuto di fronte all'associazione Orion OB1 alla distanza di 200-300
parsec, che ha generato anche queste due stelle. Essendo una stella brillante e inoltre muovendosi in una
regione folta di nebulose, Rigel illumina numerose nubi di polvere nelle sue vicinanze, come vdB 36 e
la Nebulosa Testa di Strega; quest'ultima è una nebulosa a riflessione che si trova circa due gradi e mezzo a
nord-est, a circa 40 anni luce da Rigel. Nonostante la distanza, la Nebulosa Testa di Strega è ugualmente
illuminata da questa stella a testimonianza della sua grande luminosità. Essa è di colore azzurro perché
riflette la luce di Rigel, che ha questo colore.
Temperatura e luminosità
Il colore azzurro di Rigel è determinato dalla sua alta temperatura superficiale. Il valore di tale temperatura
non è tuttavia conosciuto con certezza: alcune misurazioni hanno dato come risultato 12.000 K, altre 13.000
K. In ogni caso, Rigel è stata assegnata alla classe spettrale B8. Visto che la distanza precisa a cui Rigel si
trova è incerta, anche la sua luminosità intrinseca è difficilmente determinabile con precisione: il suo calcolo
infatti può essere effettuato sulla base della luminosità apparente e della distanza. Tenendo conto che, data
247
la sua alta temperatura superficiale, Rigel emette molta radiazione nella banda dell'ultravioletto, le stime
della luminosità di questa stella variano fra le 66.000 e le 100.000 . In ogni caso con una magnitudine
assoluta bolometrica di -8,03, Rigel è l'oggetto più luminoso della nostra zona della Via Lattea. Occorre
allontanarsi dal Sole ben 1.400 anni luce fino a Deneb, α Cygni, per trovare una stella sicuramente più
luminosa. Anche Deneb si trova sul braccio di Orione della Via Lattea, ma nella direzione opposta a quella in
cui si trova Rigel. Un'altra stella che potrebbe contendere a Deneb il primato di stella più luminosa nelle
vicinanze del Sole a una distanza superiore a quella di Rigel èNaos, ζ Puppis, che è sicuramente più
luminosa di Deneb: tuttavia non è ancora ben chiaro quale delle due stelle sia la più vicina. Rigel è
classificata come stella supergigante; in particolare essa è stata assegnata alla classe MMK Ia a volte Iab,
che raccoglie le supergiganti più luminose. Ciò significa che Rigel ha già abbandonato la sequenza
principale e si trova in un avanzato stato evolutivo. Le dimensioni di Rigel sono quelle che ci si aspetta da
una stella della sua classe: infatti, basandosi sulla sua luminosità e sulla sua temperatura, si può ricavare
che essa ha un raggio che è 78 volte quello del Sole; misurazioni dirette del diametro di Rigel hanno dato
come risultato 2,43 mas, che alla distanza presunta a cui Rigel si trova danno quale raggio 73 cioè
0,34 u.a., in buon accordo con il raggio calcolato in base a luminosità e temperatura. I margini di incertezza
sono tuttavia ampi: altre misurazioni hanno dato risultati maggiori, fino a 130. Se fosse posta al centro
del Sistema solare, Rigel raggiungerebbe quindi almeno l'orbita di Mercurio, ma potrebbe addirittura
avvicinarsi all'orbita di Venere, se le stime più alte dovessero rivelarsi corrette. Le stelle giganti e
supergiganti, uscendo dalla sequenza principale, aumentano il loro volume. Per la legge di conservazione
del momento angolare, la velocità di rotazione diminuisce. Queste stelle quindi di solito ruotano tanto più
lentamente quanto più hanno aumentato il loro volume. Rigel, come tutte le stelle molto calde, quando era
all'interno della sequenza principale doveva ruotare molto velocemente, tanto che forse la sua velocità di
rotazione era all'equatore circa 400 km/s, fra i valori più alti conosciuti. L'eccesso di elio riscontrato
nell'atmosfera stellare di Rigel è stato spiegato proprio sulla base di questa originaria velocità di rotazione
molto elevata: essa dovrebbe infatti avere provocato un rimescolamento dei prodotti del ciclo CNO, quando
questa stella si trovava nella sequenza principale. L'attuale velocità di rotazione di Rigel è molto difficile da
determinare, così come lo è in tutte le supergiganti. Le stelle di questo tipo infatti uniscono una velocità di
rotazione ridotta, causata dall'aumento di volume, a una atmosfera estremamente turbolenta e non è
semplice separare i movimenti del gas dovuti alla rotazione e quelli dovuti alla turbolenza. In ogni caso, Rigel
è stata fatta oggetto di indagini accurate in questo campo, che hanno portato nel 1975 a stabilire che la sua
attuale velocità di rotazione all'equatore moltiplicata per sin i è pari a 43 km/s, ove i è l'angolo di inclinazione
rispetto alla nostra visuale. Una successiva misura ha dato un risultato comparabile 40 km/s. Poiché l'angolo
di inclinazione non è conosciuto, la velocità di rotazione di Rigel e il suo periodo di rotazione non sono
determinabili con esattezza. Assumendo che l'asse di rotazione di Rigel sia inclinato di 90° rispetto al piano
della nostra visuale e quindi assumendo sin i = 1, Rigel avrebbe un periodo di rotazione di circa 89 giorni,
posto che il raggio di Rigel sia pari a circa 70 . Tale periodo tuttavia diminuirebbe se l'asse di rotazione della
stella fosse inclinato più di 90° o meno di 90° e aumenterebbe se il raggio fosse maggiore. Come tutte le
stelle supergiganti, Rigel emette massicciamente gas tramite il proprio vento stellare. Si tratta di un vento
stellare relativamente veloce 400 ≤ v ≤ 600 km/s, che emette radiazione nelle frequenze dell'ultravioletto.
Questo vento stellare origina una notevole perdita di massa da parte della stella, ma c'è incertezza riguardo
a quanto essa ammonti di preciso. Le misurazioni effettuate da tre diversi studi la collocano fra 1,1
milionesimi e 1,3 decimilionesimi di massa solare ogni anno. Si tratta di una perdita che è nell'ordine di 1-10
milioni di volte la massa persa dal Sole ogni anno a causa del vento solare. In ogni caso tale perdita non
avviene in modo regolare, ma avviene in eruzioni che danno origine a diverse shell di gas, concentriche le
une alle altre, che si espandono allontanandosi dalla stella. Queste eruzioni sono probabilmente da mettere
in relazione con la variabilità della stella. Rigel varia la sua luminosità in modo irregolare, come è tipico delle
supergiganti. Sia il periodo di variazione che l'ampiezza non sono infatti costanti. Secondo alcuni studiosi il
semiperiodo medio di queste variazioni è 22 giorni. Tuttavia secondo altri studiosi, le variazioni di luminosità
della stella non hanno alcuna regolarità. L'intervallo di variabilità va da 0,03 a 0,3 magnitudini, cioè dal 3 al
248
30 percento. L'esatto meccanismo all'origine di queste variazioni non è ancora conosciuto e sono state fatte
al proposito diverse ipotesi. Una prima è che la stella vada incontro a pulsazioni non radiali, che interessano
larghe parti dell'atmosfera stellare, in modo irregolare e non periodico. Queste pulsazioni sarebbero
accompagnate da grandi perdite di massa, che renderebbero di forma irregolare l'involucro della stella. Sono
state avanzate altre ipotesi. Poiché alcune osservazioni hanno rivelato la presenza non solo di gas che si
allontana dalla stella, ma anche di gas che ricade su di essa, è stata proposta l'esistenza di fenomeni simili
alle protuberanze solari e ai flare a cui il Sole va soggetto. Tutto ciò suggerisce l'esistenza di
una cromosfera, per certi versi simile a quella del Sole. Le protuberanze sarebbero più frequenti in
corrispondenza dell'equatore stellare e sarebbero collegate con il magnetismo di Rigel. La sua superficie
presenterebbe infatti delle macchie stellari. Nella zona interessate da esse si originerebbero vaste eruzioni di
materiale confinato magneticamente che causerebbero loop molto estesi decine di volte più grandi di quelli
che interessano il Sole, che arriverebbero fino ad una altezza pari a un quarto del raggio della stella. Le
variazioni di luminosità di Rigel sarebbero associate a questi fenomeni.
Stato evolutivo
Entrata nella sequenza principale fra i 3 e 10 milioni di anni fa come una stella di classe spettrale O, avente
forse una massa una trentina di volte quella del Sole, Rigel ha già esaurito l'idrogeno presente nel suo
nucleo e quindi è già entrata nelle fasi finali della sua esistenza. Stelle della massa di Rigel, infatti, bruciano
molto velocemente il loro combustibile nucleare e hanno quindi una vita in termini astronomici molto breve.
Da quando è entrata nella sequenza principale, Rigel ha sicuramente perso una consistente porzione della
sua massa originaria tramite il potente vento stellare prodotto dalle stelle di classe O e dalle supergiganti.
Tuttavia non è ancora chiaro quanta della sua massa iniziale Rigel abbia perso, perché il suo preciso stato
evolutivo non è conosciuto. Circa lo stato evolutivo di Rigel, infatti, due ipotesi sono possibili. Secondo la
prima, Rigel sarebbe da poco uscita dalla sequenza principale e avrebbe un nucleo inerte di elio, che si sta
contraendo e scaldando. L'innalzamento della temperatura del nucleo farà gonfiare in futuro la stella fino a
farla diventare una supergigante rossa simile ad Antares o Betelgeuse. In questo caso la massa attuale di
Rigel dovrebbe aggirarsi sulla ventina di masse solari. Una seconda possibilità è che Rigel abbia già passato
lo stadio di supergigante rossa e che la temperatura del suo nucleo sia già aumentata a sufficienza per
innescare la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. Se questo è accaduto, allora il suo nucleo si è espanso
e ciò ha prodotto una nuova contrazione della stella che da supergigante rossa è tornata ad essere una
supergigante blu. Se questa seconda ipotesi dovesse essere corretta, allora Rigel ha fatto in tempo a
perdere maggiori quantitativi di massa, tanto che la sua massa attuale dovrebbe essere intorno alla
quindicina di masse solari. In ogni caso, vista la sua massa elevata, il suo destino sembra quello di
esplodere in una supernova di tipo II entro circa un milione di anni. Vista la relativa vicinanza di Rigel, questa
esplosione potrebbe avere una magnitudine apparente di -17, cioè apparire luminosa da Terra quanto 100
lune piene.
249
Confronto fra le dimensioni del Sole e quelle di Rigel
250
Dati Fisici
RIGEL
Classificazione
Super Gigante Blu
Classe Spettrale
B8Ia
Distanza dal Sole
775 anni luce
Tipo Variabile
Irregolare
COORDINATE
05h 14m 32,30s
Ascensione Retta
-08° 12′ 06″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
73 Raggi Solari
Massa
17 Masse Solari
Temperatura Superficiale
12.000 K
Velocità di Rotazione
43 km/s
67.000 – 100.000 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
0,03
Età Stimata
3 - 10 milioni di anni
Periodo di Rotazione
89 anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
0,12
Magnitudine Assoluta
-8,03
Velocità Radiale
Moto Proprio
20,7 km/s
AR: 1,87 mas/anno – Dec : -0,56 mas/anno
251
Bellatrix
Origine del nome
Il suo nome è di origine latina e significa La Guerriera, da una libera traduzione dall'arabo Al Najid che in
realtà vuol dire Il Conquistatore. A volte è conosciuta anche sotto il nome di Amazzone. Richard Hinckley
Allen nel suo libro Star Names: Their Lore and Meaning riferisce che l'astronomo tartaro Ulug Beg XV secolo
chiamava Bellatrix Al Murzim al Najid, che significa il conquistatore ruggente o il leone conquistatore, come
se il sorgere di Bellatrix fosse un ruggito che annunciasse il sorgere imminente della luminosa Rigel o
dell'intera costellazione di Orione. Il nome Murzim appare anche come Mirzam, quale nome di Beta Canis
Majoris, che sorgendo poco prima di Sirio, ne annuncia in qualche modo la comparsa. Essendo posta su
una delle due spalle di Orione ed essendo occupata l'altra da Betelgeuse, Bellatrix condivide con
quest'ultima alcuni nomi: ad esempio, l'arabo Mankib, che significa spalla, o l'hindi Bahu, che
significa avambraccio dell'antilope, visto che gli indù concepivano l'asterismo formato dalle principali stelle
della costellazione di Orione come suggestivo di questo animale. Secondo un mito popolare tra le
popolazioni amazzoniche, Bellatrix è un giovane ragazzo che, assieme un vecchio Betelgeuse, dà la caccia
a Peixie Boi, una regione senza stelle nelle vicinanze di Orione. Bellatrix con Betelgeuse e Lambda
Orionis formava la persiana costellazione del re, chiamata Kakkab Sar o Ungal, che portava fortuna, onore,
ricchezza e altri attributi reali.
Osservazioni
Bellatrix, γ
Ori,
γ
Orionis,
Gamma
Orionis
è
una stella della costellazione di Orione.
Avendo magnitudine 1,64, è la terza stella in ordine di
luminosità della costellazione,
dopo Rigel e Betelgeuse, e la ventiseiesima stella più brillante dell'intera volta celeste. Si individua nella
parte centrale della costellazione in corrispondenza della spalla destra del gigante Orione. Si trova a nord
rispetto alla Cintura di Orione formata da Alnitak, Alnilam eMintaka e ad ovest di Betelgeuse con la quale
forma la base superiore della figura a forma diclessidra disegnata dalle stelle più brillanti della costellazione.
Posta a 6º a nord dell'equatore celeste, Bellatrix è una stella dell'emisfero boreale. Tuttavia la sua vicinanza
all'equatore celeste la rende osservabile con facilità da tutte le regioni popolate della Terra. Essa risulta
invisibile solo nelle regioni più interne del continente antartico. D'altra parte questa collocazione la
rende circumpolare solo nelle regioni vicine al polo nord terrestre. I mesi più propizi per la sua osservazione
nel cielo notturno sono quelli corrispondenti all'inverno boreale, da gennaio a marzo.
252
Ambiente Galattico
La costellazione di Orione contiene numerose stelle di colore azzurro e blu. La grande maggioranza di esse
appartengono alla vasta associazione OB Orion OB1, una delle associazioni OB meglio conosciute e
studiate della volta celeste. Poiché anche Bellatrix è una stella calda, di colore azzurro-blu, un tempo si
credeva che appartenesse a tale associazione. Tuttavia le misure della distanza di Bellatrix dal sistema
solare compiute con il metodo della parallasse dal satellite Hipparcos hanno definitivamente smentito questa
ipotesi: infatti Bellatrix è risultata essere distante da noi 240 anni luce. Ora il sottogruppo di Orion OB1 più
vicino alla Terra, OB1a, ha una distanza media di 1.140 anni luce, mentre gli altri sottogruppi sono ancora
più distanti. È quindi del tutto improbabile che Bellatrix faccia parte di Orion OB1. Piuttosto essa sembra
frapporsi fra noi e l'associazione.
Caratteristiche
Bellatrix è
stabilmente
assegnata
alla classe spettrale B2.
Questa assegnazione
deriva
dall'alta temperatura superficiale di Bellatrix, che è una delle stelle più calde visibili a occhio nudo: sebbene
la sua temperatura non sia stata ancora determinata con la massima accuratezza, comunque le misure
effettuate variano all'interno di un intervallo abbastanza limitato di circa 2.000 K: uno dei valori più bassi
registrati è quello di uno studio del 2008 sulle stelle di classe B, che riporta una temperatura di 20.286 K,
mentre uno dei valori più alti è reperibile in uno studio del 1992 sempre riguardante le stelle di classe B,
dove la misura è stata di 22.570 K. Due altri studi del 2010 hanno entrambi evidenziato come valore 22.000
K. Questa temperatura superficiale dona a Bellatrix un aspetto azzurro-blu. Molto più controversa è invece
l'assegnazione di Bellatrix a una classe MMK: essa è infatti stata classificata o come gigante classe III o
come sub gigante classe IV o, più raramente, come gigante brillante classe II. In ogni caso questa stella si
trova in uno stadio avanzato della sua evoluzione: se non ha già esaurito l'idrogeno del suo nucleo, lo
esaurirà a breve; non più sufficientemente sostenuto dalle reazioni nucleari, il nucleo di Bellatrix si sta
contraendo e scaldando; questo produrrà nei prossimi milioni di anni una espansione degli strati superficiali
della stella che raffreddandosi assumeranno un colore arancio-rosso. Bellatrix diventerà così una gigante
rossa. Dalla distanza presunta di Bellatrix e dalla sua luminosità apparente si può ricavare la sua luminosità
assoluta che, una volta che si sia presa in considerazione la notevole quantità di radiazione
ultravioletta emessa dalla sua calda superficie, ammonta a 6.400 volte quella del Sole. Dalla temperatura
superficiale e dalla luminosità assoluta è ricavabile il raggio di questo astro, che risulta essere 6 volte quello
solare. Bellatrix è abbastanza grande e abbastanza vicina da permettere misure dirette del suo diametro
angolare, che hanno confermato il valore ricavato sulla base della temperatura e della luminosità. La teoria
dell'evoluzione stellare predice che Bellatrix abbia una massa compresa fra 8 e 9 . Ciò la pone proprio al
limite oltre il quale le stelle terminano la loro esistenza in supernovae. Il destino finale di Bellatrix è quindi
incerto: potrebbe esplodere in una supernova di tipo II oppure diventare una massiccia nana bianca
all'ossigeno-neon-magnesio. Poiché una stella della massa di Bellatrix trascorre nella sequenza
principale 40-55 milioni di anni e poiché Bellatrix è appena uscita da questa sequenza, è presumibile che la
sua età si aggiri intorno a questo ordine di misura. C'è un buon accordo nelle misurazioni riguardanti
la velocità di rotazione all'equatore di Bellatrix: esse variano da 46 km/s ÷ sini a 51 km/s ÷ sini, dove i è
l'inclinazione dell'asse di rotazione della stella rispetto al piano della nostra visuale. Poiché il valore di i non è
conosciuto, non è possibile stabilire con precisione la velocità di rotazione di Bellatrix e il suo periodo di
rotazione. Tuttavia, dato che sini≤ 1, sappiamo che la velocità di rotazione di questa stella al suo equatore si
aggira almeno intorno a 50 km/s. Poiché stelle della massa di Bellatrix ruotano molto più velocemente
quando si trovano all'interno della sequenza principale intorno a 200–300 km/s, ciò costituisce un ulteriore
indizio del fatto che questo astro è uscito dalla sequenza principale e sta espandendo il proprio volume,
riducendo in tal modo, per la legge di conservazione del momento angolare, la velocità con cui ruota su sé
stesso. Il periodo di rotazione di Bellatrix è 6 giorni sei=90º, minore quanto minore è l'angolo i.
La metallicità di Bellatrix risulta essere inferiore rispetto a quella del Sole: per l'esattezza, questo astro risulta
253
avere un'abbondanza di ferro pari al 56% di quella solare. Un tempo si credeva che Bellatrix fosse una stella
molto stabile, tanto da essere presa a campione per misurare la variabilità delle altre; tuttavia in seguito si è
scoperto che così non è e che Bellatrix è in realtà una variabile, che varia la propria luminosità da
magnitudine 1,59 a magnitudine 1,64 in un periodo indeterminato. Bellatrix è in realtà una stella binaria. La
principale ha infatti una debole compagna di magnitudine 12,2 a 178 secondi d'arco.
254
Dati Fisici
BELLATRIX
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
B2 III
Distanza dal Sole
240 anni luce
Tipo Variabile
Eruttiva
COORDINATE
05h 25m 07,9s
Ascensione Retta
06° 20′ 59″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
6 Raggi Solari
Massa
8,4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
22.000 K
Velocità di Rotazione
50 km/s
Luminosità
6.400 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,22
Età Stimata
50 milioni di anni circa
Periodo di Rotazione
6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,64
Magnitudine Assoluta
-2,72
Velocità Radiale
Moto Proprio
18,2 km/s
AR: -0,85 mas/anno – Dec : -13,28 mas/anno
255
Origine del nome
Saiph, κ Ori, κ Orionis, Kappa Orionis è la sesta stella più luminosa della costellazione di Orione. Il suo
nome proprio è una contrazione dell'arabo saif al jabbar, che significa la spada del gigante. Originariamente
questo nome apparteneva a ι Orionis che infatti fa parte dell'asterismo della Spada di Orione e a η Orionis,
ma poi fu, per errore, trasferito a Saiph.
Osservazioni
Brillando alla magnitudine apparente di 2,05, Saiph è la quarantanovesima stella più luminosa
dell'intera volta celeste. Essa è posta nella parte sud-est della costellazione di Orione, in corrispondenza del
suo piede sinistro. Si trova infatti a sud rispetto alla Cintura di Orione formata da Alnitak, Alnilam e Mintaka e
a est rispetto a Rigel, con la quale forma la base della figura a forma di clessidra, costituita dalle stelle più
luminose della costellazione. È solo la sesta stella più luminosa della costellazione non tanto perché appaia
debolmente luminosa, ma per la presenza all'interno di essa di molte stelle calde e brillanti. Saiph è una
stella dell'emisfero australe, ma essendo posta solo 9° a sud dell'equatore celeste, è visibile da quasi tutte
le terre emerse del nostro pianeta, essendo escluse solo l'estrema parte nord della Groenlandia e la parte
nord dell'isola di Ellesmere nell'estremo settentrione del Canada. D'altra parte questa vicinanza all'equatore
celeste fa sì che essa sia circumpolare solo nelle regioni vicine al polo sud terrestre. I mesi migliori per
osservarla sono quelli invernali. Posta a circa 721.58 anni luce dalla Terra, cioè più o meno alla stessa
distanza di Rigel, Saiph appare ad occhio nudo meno luminosa di Rigel che ha magnitudine apparente 0,12.
Tuttavia più che a una minore luminosità intrinseca, ciò è dovuto al fatto che, appartenendo Saiph alla classe
spettrale B0,5 contro la B8 di Rigel, la prima emette molta più radiazione nell'ultravioletto e meno
nel visibile della seconda. Se consideriamo la radiazione totale emessa dalle due stelle, allora esse hanno
luminosità comparabili: Saiph è circa 30.000 volte più luminosa del Sole, mentre Rigel è 40.000 volte più
luminosa. Le due stelle fanno forse parte della stessa associazione OB, l'associazione Orion OB1, come
molte altre stelle della costellazione. Questo significherebbe che sono nate dalla stessa grande nube di gas.
Questa elevata luminosità è causata dalla combinazione di due fattori: un'alta temperatura superficiale e un
grande raggio. Saiph ha una temperatura superficiale di circa 26.000 K, che le conferisce un colore blu, e un
raggio circa 22 volte quello solare. La massa di Saiph è stimata essere 16 volte quella solare. Stelle così
massicce bruciano molto velocemente il loro combustibile nucleare: Saiph potrebbe essere vecchia circa 10
milioni di anni, ma ha già esaurito o sta per esaurire l'idrogeno presente nel suo nucleo. Il rallentamento
delle reazioni nucleari all'interno di Saiph ha da poco determinato la sua fuoriuscita dalla sequenza
principale. Essa è classificata infatti come supergigante blu e le è stata assegnata classe di Yerkes Ia cioè
appartiene alle supergiganti più brillanti. Forse Saiph si trova in uno stadio della sua evoluzione leggermente
meno avanzato di Rigel, come dimostrerebbe il fatto che quest'ultima ha un raggio notevolmente maggiore di
quello di Saiph e una temperatura superficiale meno elevata. In ogni caso, anche Saiph ha già intrapreso il
cammino che la porterà a diventare una supergigante rossa. Vista la sua massa elevata, il suo destino finale
è quello di esplodere in una supernova. Come tutte le supergiganti, Saiph emette un potente vento stellare,
che determina una perdita di massa nell'ordine di 1,2 milionesimi ogni anno. Sulla base di una serie di
osservazioni compiute fra il 1979 e il 1980 si scoprì che Saiph aveva incrementato l'emissione di raggi X del
46% in un anno. A ciò non corrispondeva una uguale variabilità nella zona dell'ultravioletto. Le variazioni nel
flusso dei raggi X potrebbero essere spiegate sulla base di variazioni nella quantità di vento stellare oppure
di variazioni della sua temperatura. Sempre nel 1979 si è potuto appurare che anche l'idrogeno emesso
tramite il vento stellare variava in quantità e velocità, essendo il ciclo delle variazioni lungo giorni o mesi. In
uno studio del 2006, la variabilità delle linee di assorbimento dell'idrogeno è stata confermata, ma non si è
potuto stabilire alcun periodo preciso, sebbene sembri che esso sia nell'ordine delle ore.
256
257
Dati Fisici
SAIPH
Classificazione
Super Gigante Blu
Classe Spettrale
B0,5 Ia
Distanza dal Sole
720 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 47m 45,38s
Declinazione
-09° 40′ 10,58″
DATI FISICI
Raggio Medio
22,4 Raggi Solari
Massa
16 Masse Solari
Temperatura Superficiale
26.000 K
Velocità di Rotazione
88 km/s
Luminosità
30.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,18
Età Stimata
11,1 milioni di anni
Periodo di Rotazione
12 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,05
Magnitudine Assoluta
-6,48
Velocità Radiale
Moto Proprio
20,5 km/s
AR: 1,55 mas/anno – Dec : -1,20 mas/anno
258
Meissa
Origine del nome
Heka, λ Ori, λ Orionis, Lambda Orionis, o Meissa, è una stella della costellazione di Orione. La distanza
dalla Terra è di circa 1060 anni luce. Il nome deriva dall'arabo al-maisan e al-haq'ah. Meissa è una stella
doppia che si può risolvere con un piccolo telescopio, ed appartiene all'ammasso stellare Collinder 69
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 3,39 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 ottobre e aprile; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane
indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. Heka è
una stella binaria le cui componenti sono separate da 4,4 secondi d'arco, la principale è una gigante
blu di tipo spettrale O8III molto più calda del sole 35.000 K, con una luminosità che è 65.000 quella solare e
una massa 28 volte superiore. La compagna è una stella di classe B0.5V 5.500 volte più luminosa del Sole.
La coppia di stelle fa parte dell'ammasso di Lambda Orionis, ed è circondata da un enorme anello di gas del
diametro di 150 anni luce che viene illuminato dalle stelle del sistema.
259
Dati Fisici
MEISSA
Classificazione
Gigante Blu Binaria
Classe Spettrale
O8 III – BO 5V
Distanza dal Sole
1.060 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 35m 08,28s
Declinazione
09° 56′ 02,96″
DATI FISICI
Raggio Medio
Raggi Solari
Massa
27,9 - 4 Masse Solari
35.000 – 27.000 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
66 km/s
65.000 – 5.500 Luminosità Solari
Luminosità
-0,18 – 0,04
Indice di Colore (BV)
Età Stimata
3 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,39 – 5,61
Magnitudine Assoluta
-4,25 - -1,94
Velocità Radiale
Moto Proprio
33,5 km/s
AR: -0,34 mas/anno – Dec : --2,94 mas/anno
260
La cintura di Orione
Mintaka, Alnilam e Alnitak
δ Orionis, ε Orionis e ζ Orionis
Le tre stelle della Cintura sono state nominate da nomi collettivi in molte culture. I nomi arabi includono Al
Nijād la cintura, Al Nasak la linea e Al Alkāt i grani d'oro. Presso i cinesi erano conosciute come l'Asta della
Bilancia con Peso, ove il peso era rappresentato dalle stelle che costituiscono la Spada di Orione. La Cintura
costituiva anche una delle 28 Xiu costellazioni cinesi, chiamata Tre stelle. È una delle costellazioni facente
parte della regione della Tigre Bianca dell'Ovest. Nella mitologia norrena la cintura era considerata come
la canocchia di Frigg o di Freyja. Nella mitologia ugro-finnica, invece, le stelle della cintura rappresentavano
la falce o la spada di Väinämöinen. Al contrario, di origine biblica sono i nomi di Bastone di Giacobbe o
Bastone di Pietro, così pure come quello di I tre Re o I tre Magi. Presso i clan di etnia Seri del nordovest
del Messico le tre stelle erano conosciute collettivamente come Hapj un nome che denota un cacciatore.
Singolarmente invece esse venivano chiamate Hap, Cervo, Mulo, Haamoja, Antilocapra e Mojet, Bighorn.
Hap è Alnilam ed è stata ferita dal cacciatore; il suo sangue è gocciolato sull'isola di Tiburón.
Origine del nome Mintaka
Il nome proprio Mintaka deriva dall'arabo ‫ منطقة‬manţaqah, che significa, cintura. Evidentemente il nome
deriva da quello dell'intera Cintura di Orione. Gli astrologi pensano che questa stella porti fortuna.
Origine del nome Alnilam
Il nome proprio Alnilam deriva dall'arabo ‫ل نظام‬an-niżām, correlato al termine ‫ نظم‬nażm fila di perle.
Evidentemente il nome deriva da quello dell'intera Cintura di Orione, le cui tre stelle sono state considerate
come grani di una collana di perle. Altre grafie del nome della stella sono Alnihan e Alnitam. Alnilam è
chiamata in sardo Istentales ed è considerata una delle stelle più importanti del cielo.
Origine del nome Alnitak
Il nome Alnitak, a volte scritto Al Nitak o Alnitah, deriva dall'arabo ‫ال نطاق‬an-nitaq, che significa la cintura.
Evidentemente il nome deriva da quello dell'intera Cintura di Orione.
Osservazioni di Mintaka
Mintaka è una delle tre stelle che compongono la Cintura di Orione, essendo le altre due Alnitak e Alnilam.
In particolare Mintaka è la stella più occidentale della Cintura, in quanto Alnilam e Alnitak sono osservabili,
rispettivamente, a poco meno di 2° e a poco meno di 4° a sud-est da essa. La Cintura di Orione, che nella
rappresentazione mitologica della costellazione raffigura appunto la cintura del gigante Orione, è uno dei più
261
famosi asterismi del cielo: la luminosità delle sue componenti e la loro caratteristica disposizione in una fila
che va da sud-est a nord-ovest la rende facilmente individuabile. Nonostante sia solo la settima stella in
ordine di luminosità nella costellazione, Mintaka ha tuttavia ricevuto la lettera Delta nel catalogo di Bayer.
Quest'ultimo ha infatti catalogato le stelle della Cintura da ovest a est, non tenendo conto della loro
luminosità, ma della loro posizione. Di conseguenza Alnilam ha ricevuto la lettera Epsilon e Alnitak la lettera
Zeta. Mintaka è una stella molto vicina all'equatore celeste, posta solo 17 primi a sud di esso. Questa
particolare posizione la rende visibile da praticamente tutte le latitudini della Terra. Questa caratteristica fa sì
che la stella sorga e tramonti quasi esattamente a est e a ovest. Essa appare molto bassa all'orizzonte nelle
regioni artiche e antartiche mentre mano a mano che si procede verso l'equatore essa appare sempre più
alta nel cielo. Questa stessa posizione, d'altra parte, rende Mintaka circumpolare solo nelle immediate
vicinanze del polo sud: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'orizzonte 17' sopra,
non tramonta mai, compiendo un giro completo durante la giornata tenendosi appena sopra di esso. Il
periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da novembre a maggio. Mintaka è una stella
multipla molto complessa, formata da almeno sei componenti. Un debole telescopio o un
potente binocolo rivela già una compagna di magnitudine 6,85 a 52 secondi d'arco dalla principale. Mentre la
principale è stata nominata Delta Orionis A, la sua compagna ha ricevuto il nome di Delta Orionis C.
Mediante un potente telescopio è distinguibile fra le due, a 33 secondi d'arco dalla principale, una debole
stella di magnitudine 14, chiamata Delta Orionis B. Le componenti A e C sono a loro volta dei sistemi
multipli.
La cintura di Orione. Mintaka è la stella in alto a destra.
262
Osservazioni Alnilam
Alnilam, ε Ori, ε Orionis, Epsilon Orionis, è una stella appartenente alla costellazione di Orione. Alnilam ha
una magnitudine apparente di 1,69, che ne fa la ventinovesima stella più brillante del cielo e la quarta stella
in ordine di luminosità della costellazione di Orione dopo Rigel,Betelgeuse e Bellatrix. Si tratta di una
stella supergigante blu molto calda e molto luminosa. Alnilam è una delle tre stelle che compongono
la Cintura di Orione, al centro della costellazione di Orione, essendo le altre due Alnitak e Mintaka. In
particolare Alnilam è la stella centrale della Cintura, mentre Mintaka è osservabile a poco meno di 2° a nordovest da essa e Alnitak a poco meno di 2° a sud-est. La Cintura di Orione, che nella rappresentazione
mitologica della costellazione raffigura appunto la cintura del gigante Orione, è uno dei più
famosi asterismi del cielo: la luminosità delle sue componenti e la loro caratteristica disposizione in una fila
che va da sud-est a nord-ovest la rende facilmente individuabile. Posta poco più di 1° sotto l'equatore
celeste, Alnilam, pur essendo una stella dell'emisfero australe, è visibile da quasi tutte le latitudini, risultando
non osservabile solo al polo nord e nelle regioni immediatamente circostanti. Essa appare molto bassa
all'orizzonte nelle regioni artiche e antartiche mentre mano a mano che si procede verso l'equatore essa
appare sempre più alta nel cielo. Questa posizione, d'altra parte, rende Alnilam circumpolare solo nelle
immediate vicinanze del polo sud: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'orizzonte 1°
sopra, non tramonta mai, compiendo un giro completo durante la giornata tenendosi appena sopra di esso. Il
periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale va da novembre a maggio.
Alnilam illumina la nebulosa NGC 1990 Fotografia di Glen Youman
263
Osservazioni di Alnitak
Alnitak, ζ Ori, ζ Orionis, Zeta Orionis, è un sistema stellare, formato da tre componenti, appartenente
alla costellazione di Orione. Alnitak ha una magnitudine apparente di 1,74, che ne fa la trentesima stella più
brillante del cielo e la quinta stella in ordine di luminosità della costellazione di Orione
dopo Rigel, Betelgeuse, Bellatrix e Alnilam. La stella principale del sistema è una supergigante blu molto
calda e molto luminosa. Alnitak è una delle tre stelle che compongono la Cintura di Orione, al centro della
costellazione di Orione, essendo le altre due Alnilam e Mintaka. In particolare Alnitak è la stella più a est
della Cintura, mentre Alnilam è osservabile a poco meno di 2° a nord-ovest da essa. La Cintura di Orione,
che nella rappresentazione mitologica della costellazione raffigura appunto la cintura del gigante Orione, è
uno dei più famosi asterismi del cielo: la luminosità delle sue componenti e la loro caratteristica disposizione
in una fila che va da sud-est a nord-ovest la rende facilmente individuabile. Posta circa 1° e mezzo sotto
l'equatore celeste, Alnitak, pur essendo una stella dell'emisfero australe, è visibile da quasi tutte le latitudini,
risultando non osservabile solo al polo nord e nelle regioni immediatamente circostanti. Essa appare molto
bassa all'orizzonte nelle regioni artiche e antartiche mentre mano a mano che si procede verso
l'equatore essa appare sempre più alta nel cielo. Questa posizione, d'altra parte, rende
Alnitak circumpolare solo nelle immediate vicinanze del polo sud: al polo sud, infatti, questa stella, pur
essendo bassissima sull'orizzonte 1° e mezzo sopra, non tramonta mai, compiendo un giro completo
durante la giornata tenendosi appena sopra di esso. Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo
serale va da novembre a maggio.
La cintura di Orione: le tre stelle più luminose sono, a partire da sinistra, Alnitak, Alnilam e Mintaka.
264
Alnitak è la stella più luminosa nella parte superiore della fotografia. Immediatamente a sinistra si
osserva la Nebulosa Fiamma, mentre in basso è posta la celebre Nebulosa Testa di Cavallo. Le altre
due stelle visibili nella fotografia sono HD 38087 e HD 37903, rispettivamente di magnitudine 8,2 e
7,8.
Raffronto tra le dimensioni di Alnitak Aa ed il Sole.
265
Dati Fisici
MINTAKA
Classificazione
Sistema Multiplo
Classe Spettrale
Aa 1 : O9 II
Distanza dal Sole
1.070 anni luce
Tipo Variabile
Binaria a Eclisse
COORDINATE
05h 32m 00,4s
Ascensione Retta
-00° 17′ 57″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
15,55 Raggi Solari
Massa
25 Masse Solari
Temperatura Superficiale
30.000 K
Velocità di Rotazione
157 km/s
Luminosità
180-000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,22
Età Stimata
Periodo di Rotazione
4,8 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,21
Magnitudine Assoluta
-5,55
Velocità Radiale
16 km/s
AR: 1,67 mas/anno – Dec : 0,46 mas/anno
Moto Proprio
266
Dati Fisici
ALNILAM
Classificazione
Super Gigante Blu
Classe Spettrale
BO Iab
Distanza dal Sole
1.500 anni luce circa
Tipo Variabile
COORDINATE
05h 36m 18,8s
Ascensione Retta
-1° 12′ 6,9″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
35 Raggi Solari
Massa
20 Masse Solari
Temperatura Superficiale
28.500 K
Velocità di Rotazione
91 km/s
315.000 – 725.000 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
-0,19
Età Stimata
4 milioni di anni
Periodo di Rotazione
22 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,69
Magnitudine Assoluta
-7
Velocità Radiale
Moto Proprio
25,9 km/s
AR: 1,49 mas/anno – Dec : --1,06 mas/anno
267
Dati Fisici
ALNITAK
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
O9,7 Ib
Distanza dal Sole
815 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
05h 40m 45,52s
Declinazione
-01° 56′ 33,26″
DATI FISICI
Raggio Medio
20 Raggi Solari
Massa
28 Masse Solari
Temperatura Superficiale
31.500 K
Velocità di Rotazione
123 km/s
Luminosità
80.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,21
Età Stimata
6 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,03
Magnitudine Assoluta
-4,25
Velocità Radiale
Moto Proprio
18 km/s
AR: 3,99 mas/anno – Dec : 2,54 mas/anno
268
Pegaso
Markab
Origine del nome
Il nome Markab deriva dalla frase araba ‫ ال فرس المركب‬al-markab al-faras, la sella del cavallo. Un nome
alternativo, Mankib, deriva da ‫ال فرس الم نكب‬al-mankib al-faras, o la spalla del cavallo.
Osservazioni
Markab o Marchab è il nome proprio della stella α Pegasi α Peg. È la terza stella più brillante
nella costellazione di Pegaso dopo Enif e Scheat, e una delle quattro stelle nell'asterismo conosciuto come il
Grande Quadrato di Pegaso. Markab è una stella relativamente normale, vicina alla fine della sua evoluzione
stellare nella sequenza principale. Markab presto entrerà nella fase di combustione dell'elio, durante la quale
probabilmente si espanderà in una gigante rossa. Come il Sole, probabilmente finirà la sua vita come nana
bianca
269
Dati Fisici
MARKAB
Classificazione
Sub Gigante Blu
Classe Spettrale
B9 III
Distanza dal Sole
139,6 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
23h 04m 45,66s
Declinazione
15° 12′ 18,93″
DATI FISICI
Raggio Medio
4,5 Raggi Solari
Massa
3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
9.500 K
Velocità di Rotazione
125 km/s
Luminosità
231 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,04
Età Stimata
Periodo di Rotazione
1,5 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,49
Magnitudine Assoluta
-0,70
Velocità Radiale
-2,2
AR: mas/anno – Dec : mas/anno
Moto Proprio
270
Scheat
Origine del nome
Scheat, β Peg, β Pegasi, Beta Pegasi è la seconda stella più luminosa nella costellazione di Pegaso,
dopo Enif. Il suo nome proprio deriva dall'arabo e significa stinco. Probabilmente esso non ha nulla a che
fare con la costellazione di Pegaso e si riferisce a qualche altra figura mitologica, di cui non abbiamo più
memoria. È chiamata a volte anche Sheat Alpheras o Seat Alpheras Alpheras deriva dall'arabo Al Faras
significante Il Cavallo e Menkib da Mankib al Faras, che significa la spalla del Cavallo. Questi due nomi
propri fanno riferimento alla figura mitologica del cavallo alato Pegaso.
Osservazioni
Brillando alla magnitudine apparente di 2,42, Scheat è poco meno luminosa di Enif, che invece splende alla
magnitudine di 2,40. Queste due stelle fanno parte dell'asterismo noto come Quadrato di Pegaso, uno dei
più facilmente riconoscibili dell'emisfero boreale, essendo formato da quattro stelle di seconda magnitudine e
non avendo al suo interno stelle luminose. Le altre due stelle che formano il Quadrato sono Algenib e
Alpheratz. Scheat occupa l'angolo nord-ovest del Quadrato essendo a nord di Enif e a ovest di Alpheratz.
Posta 28° sopra l'equatore celeste, Scheat ha buone possibilità di essere osservata anche nell'emisfero
australe, essendo invisibile solo in Antartide. Tuttavia essa apparirà molto bassa all'orizzonte nord nelle
regioni meridionali del Sud America, in Sudafrica e in Nuova Zelanda. D'altra parte essa sarà circumpolare,
oltre il 68º parallelo, cioè oltre il Circolo polare artico. Scheat è una stella di classe spettrale M2,5, cioè è
decisamente meno calda del Sole. La sua temperatura superficiale è infatti 3.700 K, contro i circa 5.800 K
del Sole. Tale temperatura conferisce a Scheat un colore rosso. La sua temperatura non impedisce a questa
stella di essere intrinsecamente molto luminosa: infatti, essendo posta a circa 200 anni luce, possiamo
calcolare, data la sua luminosità apparente, una luminosità nel visibile 340 volte superiore a quella del Sole.
Tuttavia stelle poco calde, come Scheat, emettono molta radiazione nell'infrarosso. Una volta che anche
questa sia presa in considerazione, la luminosità di Scheat sale a 1.500 volte quella del Sole. Poiché
secondo la legge di Stefan-Boltzmann, la radiazione emessa da un corpo è, con qualche approssimazione,
proporzionale alla quarta potenza della sua temperatura, una luminosità intrinseca così elevata da parte di
una stella non particolarmente calda si spiega solo mediante una grande superficie radiante. Ciò significa
che il raggio di Scheat deve essere molto grande. In effetti questo astro è abbastanza vicino e abbastanza
grande da permettere misure dirette del suo diametro, che è risultato essere 15 mas. A una distanza di 200
anni luce, questo angolo risulta corrispondere a un diametro di 133 milioni di km, cioè 95 volte quello solare.
Se Scheat fosse posta al centro del Sistema solare,Venere si troverebbe solo una trentina di milioni di km
dalla sua superficie contro i circa 100 milioni di km che distanziano Venere dalla superficie del
Sole. Mercurio sarebbe invece inglobato nella stella. Come le sue dimensioni testimoniano, Scheat è
una stella gigante. In particolare, vista la sua grande luminosità, essa si trova a metà strada fra le stelle
giganti e le giganti brillanti, cioè fra le classi MMK II e III. In rapporto al Sole, Scheat perde massa tramite il
suo vento stellare a ritmi elevatissimi: essa perde infatti ogni anno circa 10 miliardesimi di massa solare,
ossia più o meno 1 milione di volte la massa che il Sole perde tramite il vento solare. Tuttavia, solitamente le
stelle giganti perdono massa tramite il loro vento stellare a ritmi ancora più elevati di quanto non faccia
Scheat: ad esempio Betelgeuse perde ogni anno una massa 10-100 volte maggiore di quella di Scheat. Il
vento stellare espulso da Scheat è abbastanza lento 5 km/s e ha formato intorno alla stella una shell di gas e
polveri che si estende per almeno 2 miliardi di km oltre la superficie della stella. In raffronto con il vento
stellare emesso da altre stelle giganti, quello di Scheat è considerevolmente più ricco di ferro e calcio. Nata
100-200 milioni di anni fa come una stella di classe spettrale B, avente una massa di circa 6 , Scheat ha
raggiunto un avanzato stadio della sua evoluzione: ha già esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo,
uscendo in tal modo dalla sequenza principale. Il suo destino futuro è quello di aumentare progressivamente
271
la sua instabilità, cosa che alla fine le farà perdere i suoi strati superficiali, che lasceranno scoperto il nucleo
inerte di carbonio e ossigeno. In tal modo essa diventerà una nana bianca. Scheat è una stella variabile
irregolare lenta. Queste variabili manifestano una periodicità inesistente o fortemente irregolare. Si tratta
solitamente di giganti o supergiganti di classe spettrale K o M. In particolare Scheat fa parte della
sottoclasse LB di questo tipo di variabili: le stelle di questa sottoclasse sono di solito delle stelle giganti,
mentre la sottoclasse LC è riservata alle supergiganti. Un altro esempio di stella variabile irregolare lenta di
classe LB è Aldebaran. Scheat varia la sua luminosità fra la magnitudine 2,31 e quella 2,74 in modo
irregolare e non prevedibile. Le variazioni sono dovute a pulsazioni della stella, che si espande e contrae.
.
272
Dati Fisici
SCHEAT
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M2,5 II-III
Distanza dal Sole
200 anni luce
Tipo Variabile
Irregolare Lenta
COORDINATE
Ascensione Retta
23h 03m 46,45s
Declinazione
28° 04′ 58,04″
DATI FISICI
Raggio Medio
95 Raggi Solari
Massa
6 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.700 K
Velocità di Rotazione
9,7 km/s
Luminosità
1.500 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,65
Età Stimata
200 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,42
Magnitudine Assoluta
-1,49
Velocità Radiale
Moto Proprio
7,99 km/s
AR: 187,76 mas/anno – Dec: 137,61 mas/anno
273
Enif
Orogine del Nome
Enif o Epsilon Pegasi, ε Peg, ε Pegasi è una stella nella costellazione di Pegaso. La parola Enif deriva
dall'arabo e significa naso, a causa della sua posizione nel muso Pegaso.
Osservazioni
Si tratta di una stella supergigante arancione, 150 volte più grande del Sole, molto probabilmente negli ultimi
stadi della sua evoluzione e pertanto considerata una stella morente. Enif molto probabilmente trascorrerà,
prima di morire, ancora qualche milione di anni, ma non si sa ancora se alla fine esploderà in
una supernova o finirà come una rarissima nana bianca al neon - ossigeno; questa indecisione è dovuta alla
sua massa, esattamente nel limite supposto tra le stelle destinate ad esplodere oppure no. Alcune volte in
Enif sono stati osservati dei repentini incrementi di luminosità; ciò avvalora l'ipotesi che questa e forse altre
supergiganti eruttano in immani flare esattamente come le stelle nane, tra cui il nostro Sole.
274
Dati Fisici
ENIF
Classificazione
Super Gigante Arancione
Classe Spettrale
K2 Ib
Distanza dal Sole
670 anni luce
Tipo Variabile
Irregolare
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 44m 11,2s
Declinazione
09° 52′ 30,0″
DATI FISICI
Raggio Medio
150 Raggi Solari
Massa
11 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.350 K
Velocità di Rotazione
8 km/s
Luminosità
5.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,52
Età Stimata
20 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,38
Magnitudine Assoluta
-4,19
Velocità Radiale
5 km/s
AR: 30,02 mas/anno – Dec: 1,38 mas/anno
Moto Proprio
275
Algenib
Origine del nome
L'asterismo di γ Pegasi e α Andromedae , in astronomia indù, è chiamato Uttara Bhadrapada (
)o
Uttṛṭṭāti. E 'il 26 nakshatra . In cinese, 壁宿 BI Sù , il significato della parete asterismo si riferisce ad un
asterismo composto da γ Pegasi e α Andromedae . Di conseguenza, γ Pegasi stesso è conosciuto
come 壁宿一 BI Sù yī , inglese: il primo Stella di Muro.
Osservazioni
Gamma Pegasi, γ Peg è una stella nella costellazione di Pegaso , che si trova in basso a sinistra
della asterismo noto come la Piazza Grande. Essa ha anche il nome tradizionale Algenib , confusamente
però, questo nome viene utilizzato anche per Alpha Persei . La media grandezza apparente visuale di
2,84 mette questo al quarto posto tra le stelle più luminose della costellazione. La distanza di questa stella è
stata misurata utilizzando la parallasse tecnica, ottenendo un valore di circa 390 anni luce 120 parsec , con
un margine di errore del 5%. Nel 1911, l'astronomo americano Keivin Burns scoperto che la velocità
radiale della stella varia leggermente. Ciò è stato confermato nel 1953 dall'astronomo americano D. Harold
McNamara , che ha individuato come una variabile Beta Cephei . Al tempo ha effettivamente identificato è
come un Beta Canis Majoris stelle, che è stata successivamente designata una variabile Beta Cephei. E 'un
periodo di pulsazione radiale 0,15, 175 mila giorni 3.642 ore, ma mostra anche il comportamento di
un rallentamento pulsante B stelle SPB con tre frequenze aggiuntive pulsazione. La sua magnitudine varia
tra 2,78 e 2,89 nel corso di ogni ciclo di pulsazione. Si tratta di una grande stella con quasi nove volte
la massa del Sole e vicino a cinque volte il raggio solare . La classificazione stellare di B2 IV suggerisce
che questa è una stella sub gigante che viene esaurito l'idrogeno nel suo nucleo ed è in fase
di evoluzione dalla sequenza principale. Sta’ ruotando molto lentamente senza poter misurare la velocità
rotazionale altrimenti viene vista da quasi pole-on. Gamma Pegasi ha un totale luminosità di 5840 volte
quella del Sole, che viene irradiata dal suo esterno atmosfera ad una temperatura effettiva di oltre 21.000
K. A questa temperatura, i bagliori di stelle con una tonalità bianco-blu.
276
Dati Fisici
ALGENIB
Classificazione
Sub Gigante
Classe Spettrale
B2 IV
Distanza dal Sole
390 anni luce
Tipo Variabile
Beta Cefei
COORDINATE
00h 13m 14,15s
Ascensione Retta
15° 11′ 0,01″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,80 Raggi Solari
Massa
8,9 Masse Solari
Temperatura Superficiale
21.300 K
Velocità di Rotazione
41 km/s
Luminosità
5.840 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
-0,23
Età Stimata
19 milioni di anni
Periodo di Rotazione
3,6 ore
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,84
Magnitudine Assoluta
-2,22
Velocità Radiale
5 km/s
AR: 30,02 mas/anno – Dec: 1,38 mas/anno
Moto Proprio
277
Matar
Origine del nome
Eta Pegasi η Peg è una stella binaria nella costellazione Pegaso . Ha il nome tradizionale Matar , che
proviene dalla lingua araba Al Sa ʽ d al Matar ‫ المطر سعد‬che significa buona stella di pioggia .
Osservazioni
La magnitudine apparente visuale di questa stella è 2,95, rendendo questo il quinto membro più brillante
del Pegasus. Sulla base di parallasse misurazioni, la distanza da questa stella si trova a circa 167 anni luce
51 parsec. Questo sistema è composto da una coppia di stelle in orbita binario con un periodo di 813 giorni
e una eccentricità di 0,183. Il componente principale è una gigante luminosa con una classificazione
stellare di G2 II e circa quattro volte la massa del sole. L' interferometria ah misurato un diametro
angolare di questa stella, dopo aver corretto per arto oscuramento , è 3,26 mas , che, la sua distanza
stimata, pari a un raggio di quasi 18 volte il raggio del sole . Si irradia 247 volte la luminosità del Sole dalla
sua estesa busta esterna ad una temperatura effettiva di 5450 K. La velocità di rotazione della stella
rallentata come ampliato, in modo che ha una velocità di rotazione prevista di 1,7 km s con un periodo di
rotazione stimata di 818 giorni. Il componente secondario è un F-tipo di sequenza principale con una
classificazione di F0 V. Ci sono anche due classi G più lontane che possono o non possono essere
fisicamente legate alla coppia principale.
278
Dati Fisici
MATAR
Classificazione
Sub Gigante
Classe Spettrale
G2 II – F0 V
Distanza dal Sole
167 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 43m 00,14s
Declinazione
30° 13′ 16,48″
DATI FISICI
Raggio Medio
18 Raggi Solari
Massa
3,82 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.450 K
Velocità di Rotazione
1,4 km/s
Luminosità
247 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,86
Età Stimata
Periodo di Rotazione
813 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,95
Magnitudine Assoluta
-1,18
Velocità Radiale
Moto Proprio
4,3 km/s
AR:-100,06 mas/anno – Dec:15,46 mas/anno
279
Perseo
Mirfak
Origine del nome
I nomi Mirfak e Algenib sono arabo di origine. Il primo, che significa gomito e 'scritto anche Mirphak, Marfak
o Mirzac, deriva dal termine araboal-Mirfaq Thurayya , mentre Algenib, Algeneb anche farro, Elgenab,
Gęnib, Chenib o Alchemb, è derivato da ‫ الج نب‬al-janb , o ‫ الجانب‬al-jānib ,fianco o lato. Gamma Pegasi porta
anche il nome Algenib.
Osservazioni
Alpha Persei, Alpha A , α Persei , α A è la più brillante stella nel nord costellazione di Perseo , a eclissare
migliore stella nota della costellazione, Algol . Conosciuto con il nome tradizionale Mirfak e Algenib , si tratta
di una stella circumpolare visto dalla latitudine di Roma o superiore. Ha una magnitudine apparente
visuale di 1,8, collocandolo tra le stelle più luminose del cielo . Mirfak si trova nel bel mezzo di un ammasso
di stelle chiamato l'eponimo Alpha Persei Cluster , o Melotte 20 , che è facilmente visibile in un binocolo e
comprende molte delle stelle più deboli della costellazione. La distanza di questa stella è stata determinata
utilizzando la parallasse tecnica, mettendola 510 anni luce 160 parsec di distanza. Lo spettro di Alpha
Persei corrisponde a una classificazione stellare di F5 Ib, che rivela di essere una stella supergigante nelle
ultime fasi della sua evoluzione . Ha uno spettro simile a Procyon , quest'ultima è molto meno
luminoso. Questa differenza è evidenziata nella loro designazione spettrale sotto la classificazione spettrale
di Yerkes , pubblicato nel 1943, in cui sono classificati stelle su luminosità e tipizzazione spettrale. Procione
è quindi F5 IV, una stella subgigante . Dal 1943, la gamma di Alfa Persei è servita come uno dei punti di
ancoraggio stabili con cui sono classificate altre stelle. Mirfak ha circa 7,3 volte la massa del Sole e si è
estesa a circa 60 volte più grande del sole. Si irradia 5000 volte molto chiaro come il sole dal suo ambiente
esterno ad una temperatura effettiva di 6350 K, che crea il giallo-bianco bagliore di una stella di tipo
F . Nel diagramma di Hertzsprung-Russell , Mirfak si trova all'interno della regione in cui le variabili Cefeidi si
trovano. E 'quindi utile per lo studio di queste stelle, che sono importanti candele standard .
280
Dati Fisici
MIRFAK
Classificazione
Super Gigante Gialla
Classe Spettrale
F5 Ib
Distanza dal Sole
510 anni luce
Tipo Variabile
Cefeidi
COORDINATE
03h 24m 19,4s
Ascensione Retta
49° 51′ 40″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
60 Raggi Solari
Massa
7,3 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.350 K
Velocità di Rotazione
20 km/s
Luminosità
5.400 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,48
Età Stimata
41 milioni di anni
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
1,72
Magnitudine Assoluta
-4,50
Velocità Radiale
Moto Proprio
-2 km/s
AR: 24,11 mas/anno – Dec:-26,01 mas/anno
281
Algol
Origine del nome
Algol, β Per, β Persei, è una stella della costellazione di Perseo. Dista 93 anni luce dal sistema solare.
Questa stella è una delle poche visibili ad occhio nudo a mostrare una spiccata variabilità: la
sua magnitudine apparente cambia regolarmente tra 2,3 e 3,5 in un periodo di 2 giorni, 20 ore e 49 minuti.
Algol è una cosiddetta binaria ad eclisse, il prototipo delle variabili Algol: è composta da due stelle in orbita
stretta l'una attorno all'altra, e quando la seconda stella, più debole della prima, le passa davanti, dal punto
di vista della Terra, il totale della luce emessa diminuisce, e riaumenta quando entrambe le stelle sono
visibili. L'ipotesi che le variazioni periodiche di luminosità della stella Algol fossero dovute
ad eclissi reciproche di due stelle, l'una più luminosa e l'altra quasi oscura, che orbitavano attorno ad un
comune centro di massa, fu fatta nel 1782 dall'astrofilo diciottenne John Goodricke, fra l'incredulità e la
derisione degli astronomi professionisti, tra cui William Herschel. La variabilità di Algol fu registrata invece
per la prima volta nel 1670 da Geminiano Montanari, ma la prova inconfutabile che i periodici affievolimenti
di luce erano dovuti ad eclissi si ebbe solo nel 1889, quando Vogel e soci osservarono che nello spettro di
Algol le linee caratteristiche di tutti gli spettri stellari apparivano spostarsi alternativamente ora verso il
violetto ora verso il rosso con il medesimo periodo delle variazioni luminose. Questa sua proprietà però,
molto probabilmente fu notata molto tempo prima: il nome Algol ha origine nell'arabo ra's al-ghūl ‫ال غول رأس‬,
ossia testa del ghul, un nome che deriva probabilmente dal suo comportamento.
Osservazioni
Algol la si trova all'estremità del braccio più occidentale della Y rovesciata che identifica la costellazione di
Perseo e, alla sua massima luminosità, è la seconda stella più brillante della stessa costellazione.
Caratterizzata da una declinazione fortemente settentrionale, la sua osservazione è più facile dalle regioni
dell'emisfero boreale terrestre, dove si mostra molto alta sull'orizzonte nelle sere dell'autunno e dell'inizio
dell'inverno, ossia quando Perseo raggiunge il punto più alto sull'orizzonte. Dall'emisfero
australe l'osservazione risulta un po' penalizzata e, data la sua declinazione di 40° N, risulta invisibile più a
sud della latitudine 50° S. Il periodo migliore per la sua osservazione cade nei mesi che vanno da settembre
a marzo. Nell'emisfero nord è visibile anche per un periodo maggiore, grazie alla declinazione boreale della
stella, che diventa circumpolare più a nord della latitudine 50° N. Algol è stata a lungo un problema per la
teoria dell'evoluzione stellare, chiamato paradosso di Algol: secondo questa teoria, le stelle più massive si
evolvono più velocemente. Ma in questo sistema binario la stella più leggera è una stella subgigante, più
evoluta della stella con maggiore massa, che si trova ancora nellasequenza principale. Il paradosso è stato
risolto con la scoperta del trasferimento di massa, un meccanismo in cui due stelle vicine possono
scambiarsi materiale: quando la stella originariamente più grande riempì il propriolobo di Roche, parte della
sua massa passò alla stella più piccola, finché questa non divenne maggiore della compagna in alcune
binarie simili ad Algol, il trasferimento di massa può essere osservato direttamente. In questo caso dunque
la stella in origine di massa maggiore è Algol B, che ai nostri giorni è rimasta con una massa 0,81 volte
quella solare, mentre Algol A ha attualmente una massa di circa 3,6 masse solari, ma ha un diametro
inferiore rispetto alla gigante arancione, la quale dista solamente 0.062 u.a.. da Algol A. Algol è comunque
un sistema triplo, a 2,69 u.a.. ruota, attorno al comune centro di massa e in un periodo di 681 giorni, Algol C,
una stella bianca di sequenza principale avente una massa 1,8 volte quella del Sole. 7,3 milioni di anni fa
Algol passò a soli 9,8 anni luce dal Sole; a quel tempo la sua magnitudine apparente era di -2,5, ben più
luminosa di Sirio, la stella attualmente più luminosa del cielo notturno.
282
283
Dati Fisici
ALGOL
Classificazione
Sistema Binario
Classe Spettrale
B8 V – K02 IV – A5 V
Distanza dal Sole
92,8 anni luce
Tipo Variabile
Binaria a Eclisse
COORDINATE
Ascensione Retta
03h 08m 10,13s
Declinazione
40° 57′ 20,33″
DATI FISICI
2,9 – 3,5 – 0,9 Raggi Solari
Raggio Medio
3,59 – 0,79 – 1,67 Masse Solari
Massa
12.000 – 4.500 – 8.500 K
Temperatura Superficiale
Velocità di Rotazione
65 km/s
98 – 4.5 – 4,1 Luminosità Solari
Luminosità
Indice di Colore (BV)
-0,05
Età Stimata
300 milioni di anni
Periodo di Rotazione
37 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,12
Magnitudine Assoluta
-0,15
Velocità Radiale
3,7 km/s
AR: 2,39 mas/anno – Dec:-1,44 mas/anno
Moto Proprio
284
Menkib
Origine del nome
Zeta Persei, ζ Per, ζ Persei è una stella della costellazione di Perseo. Possiede anche un nome
proprio, Menkib, che condivide con Xi Persei. La sua classificazione stellare B1 e la sua magnitudine
apparente è di 2.85.
Osservazioni
Menkib è una stella supergigante blu molto luminosa. Questa stella ha una massa 19 volte maggiore di
quella del Sole, un raggio 21 volte superiore, e una luminosità equivalente a quella di oltre 100.000 soli. Se
non ci fosse il mezzo interstellare nella nostra visuale la stella brillerebbe con una magnitudine 1,79. Stelle
così massicce hanno una vita relativamente breve, la stella ha meno di 10 milioni di anni e non gli resterà
ancora molto per completare il ciclo finale che la porterà prima allo stadio di supergigante rossa, e poi, ad
esplodere come una brillante supernova di tipo II. Zeta Persei dista dalla Terra circa 980 anni luce ed ha 2
stelle vicine; Menkib B è una stella bianco-azzurra che pare avere lo stesso moto proprio di A e dunque
essere legata a lei gravitazionalmente. Distante circa 3900 u.a. da Menkib A, impiegherebbe non meno di
50.000 anni per completare un'orbita attorno alla principale. Un'altra stella, di magnitudine 9,16, è più
lontana e non c'è certezza sul fatto che sia legata gravitazionalmente ad A.
285
Dati Fisici
MENKIB
Classificazione
Super Gigante Blu
Classe Spettrale
B1 Ib
Distanza dal Sole
980 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
03h 54m 07,9s
Ascensione Retta
31° 53′ 01″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
21 Raggi Solari
Massa
19 Masse Solari
Temperatura Superficiale
23.000 K
Velocità di Rotazione
40 km/s
Luminosità
105.000 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,72
Età Stimata
10 milioni di anni
Periodo di Rotazione
12 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,85
Magnitudine Assoluta
-4,55
Velocità Radiale
20 km/s
AR: 5,77 mas/anno – Dec:-9,92 mas/anno
Moto Proprio
286
Adid Australis
Origine del nome
Adid Australis è il nome della stella ε Persei , la più brillante quarto posto nella costellazione di Perseo , dopo
Mirfak α Persei, Algol β Persei e Menkib ζ Persei. La sua magnitudine apparente è 2,90 e si trova a 540 anni
luce dalla Terra .
Osservazioni
Epsilon Persei è una stella di terza magnitudine situata nella costellazione di Perseo. Si tratta di una stella
multipla che si trova a circa 540 anni luce dal sistema solare, di magnitudine apparente di 2,90. La
componente principale è una calda stella di tipo spettrale B0.5V con massa equivalente a 14 volte quella
del Sole e una luminosità 28.000 volte superiore, con un'età di circa 15 milioni di anni. La stella è anche una
variabile del tipo Beta Cephei, che mostra fluttuazioni della luminosità di 0,12 magnitudini, in periodi multipli
di 2,27 e 8,46 ore. Le variazioni spettrali suggeriscono la presenza di una compagna con un periodo
orbitale di 14 giorni. La componente secondaria, Epsilon Persei B, è una stella di sequenza principale di
classe spettrale A2V e di magnitudine 7,59 , visibile a 10 secondi d'arco dalla componente A. La distanza
effettiva dalla principale è di circa 1600 u.a.., e il suo periodo orbitale uguale o maggiore a 1600 anni . C'è
anche una un'altra stella visivamente vicina alla coppia principale, a circa 78" secondi d'arco; si tratta di
una nana arancione di classe K7, che se effettivamente legata al sistema avrebbe un periodo di almeno
370.000 anni, ma più probabilmente si trova solo di una compagna visualeche si trova sulla stessa linea di
vista di Epsilon Persei
287
Dati Fisici
ADID AUSTRALIS
Classificazione
Stella Multipla
Classe Spettrale
B0 5V – A2 VC
Distanza dal Sole
538 anni luce
Tipo Variabile
Beta Cephei
COORDINATE
Ascensione Retta
03h 57m 51,23s
Declinazione
40° 00′ 36,77″
DATI FISICI
7 – 1,4 Raggi Solari
Raggio Medio
14 – 0,85 Masse Solari
Massa
Temperatura Superficiale
27.600 K
Velocità di Rotazione
134 km/s
Luminosità
28.330 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,20
Età Stimata
15,4 milioni di anni
Periodo di Rotazione
2,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,90 – 7,59
Magnitudine Assoluta
-3,90 – 0,79
Velocità Radiale
Moto Proprio
AR: 14,06 mas/anno – Dec:-23,78 mas/anno
288
Triangolo
Deltotum
Origine del nome
Deltotum o Alfa Trianguli, α Tri, α Trianguli è una stella binaria nella costellazione Triangolo, la seconda più
luminosa di questa costellazione, nonostante le sia stato assegnata la lettera alfa nella nomenclatura di
Bayer. La sua magnitudine apparente è 3,42 e dista 64 anni luce dalsistema solare. E' conosciuta anche
con il nome tradizionale di Ras al Muthallah, o Mothallah, dall'arabo ‫ الم ث لث رأس‬ra’s al-muθallaθ, che
significa la testa del Triangolo.
Osservazioni
Alfa Trianguli è una binaria spettroscopica, dove la principale è una stella di classe F, a volte classificata
come gigante F5III, altre comesubgigante di tipo F6IV. La sua massa è all'incirca 1,5 volte quella del Sole,
mentre il raggio è 3 volte superiore. Nonostante sia molto più giovane del Sole, questa stella ha finito, o sta
per farlo, l'idrogeno da fondere in elio nel proprio nucleo, come avviene in stelle più massicce del Sole, e si
avvia verso la parte conclusiva della sua esistenza La stella ruota molto velocemente su se stessa, tanto da
aver assunto la forma di uno sferoide oblato, ed è classificata dunque anche come variabile ellissoidale
rotante. Alfa Trianguli B è invece una debole nana rossa con una massa dell'11% di quella solare, ruota
attorno alla principale in un periodo di 1,74 giorni, molto vicina alla compagna, forse a sole 0,04 u.a..
289
Dati Fisici
DELTOTUM
Classificazione
Sub Gigante Bianca
Classe Spettrale
F6 IV - M
Distanza dal Sole
64 anni luce
Tipo Variabile
Elissoidale Rotante
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 53m 04,91s
Declinazione
29° 34′ 43,78″
DATI FISICI
Raggio Medio
3,22 Raggi Solari
Massa
1,70 Masse Solari
Temperatura Superficiale
6.288 K
Velocità di Rotazione
81,6 km/s
Luminosità
13 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,48
Età Stimata
1,6 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
2,6 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,42
Magnitudine Assoluta
1,98
Velocità Radiale
-12,6
Moto Proprio
AR: 10,83 mas/anno – Dec:-234,24 mas/anno
290
Metallah
Origine del nome
In combinazione con Alpha Trianguli , queste stelle sono state chiamate Al Mizan, che è inarabo il giogo
della bilancia. In cinese , 天大将军 Da Jiang Tian Jun , il che significa Grande Generale del Paradiso , si
riferisce ad un asterismo composto da β Trianguli, γ Andromedae , φ Persei , 51 Andromedae , 49
Andromedae , χ Andromedae , υ Andromedae , τ Andromedae , 56 Andromedae , γ Trianguli e δ
Trianguli . Di conseguenza, β stessa Trianguli è noto come 天大将军九 Da Jiang Tian Jun jiǔ , inglese:.
Stella nono Grande Ganerale del Paradiso.
Osservazioni
Trianguli Beta, Beta Tri, β Trianguli , β Tri o Metallah è la designazione di Bayer per una stella
binaria sistema nella costellazione Triangolo , situata a circa 127 anni luce dalla Terra . Anche se
la magnitudine apparente è solo 3.0, è la più brillante stella della costellazione del Triangolo . La stella Beta
Trianguli ha una classificazione stellare di A5III, che indica che si è evoluta dalla sequenza principale ed è
ora una stella gigante . E’ tra le meno variabile delle stelle che sono state osservate dal Hipparcos navicella
spaziale, con una magnitudine variando di soli 0.0005. Si tratta di un probabile spettroscopica binaria star
system con un periodo orbitale di 31,39 giorni e una eccentricità di 0,43. Esse sono separate da una
distanza inferiore a 5 u.a. . Sulla base di osservazioni con il telescopio spaziale Spitzer , come riportato nel
2005, il sistema emette un eccesso di radiazione infrarossa .Questa emissione può essere spiegata da una
circumbinary anello di polvere orbitante a una distanza di circa 10-20 u.a. dalle stelle. La polvere emette
radiazione infrarossa ad una temperatura di 100 K.
291
Dati Fisici
METALLAH
Classificazione
Binaria
Classe Spettrale
A5 III
Distanza dal Sole
anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
02h 09m 32,63s
Declinazione
34° 59′ 14,27″
DATI FISICI
Raggio Medio
1,9 Raggi Solari
Massa
1,65 Masse Solari
Temperatura Superficiale
7.220 K
Velocità di Rotazione
70 km/s
Luminosità
80 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,14
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,00
Magnitudine Assoluta
2,38
Velocità Radiale
Moto Proprio
0,4 km/s
AR: 149,16 mas/anno – Dec:-39,10 mas/anno
292
Unicorno
Lucida
Origine del nome
Sarebbe bello se ci fosse un indicazione più precisa della fonte per il nome tradizionale segnalato
come Lucida. Nelle vecchie opere astronomiche indietro ai tempi in cui tutti gli scienziati parlavano
correntemente latino , il termine lucida era la denominazione standard per la più luminosa stelle di una
costellazione particolare o asterismo, si veda, ad esempio, Richard Hinckley Allen 's Star Names: Their Lore
e significato , spesso la stella Alpha nel designazione Bayer sistema. Così, Sirius , per esempio, sarebbe la
lucida del Cane Maggiore . Ho il sospetto, dunque, che qualcuno potrebbe aver letto male la fonte originale
come dare Lucida come il nome di α Mon, quando in realtà era solo un termine tecnico Vremya 00:40, 18 feb
2006 UTC
Osservazioni
Alfa Monocerotis, α Mon, α Monocerotis o Lucida, è una stella gigante gialla di magnitudine 3,93 situata
nella costellazione dell'Unicorno. Dista 144 anni luce dal sistema solare. 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. Essendo di magnitudine 3,9, 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
dicembre e maggio; 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 gigante gialla; possiede
una magnitudine assoluta di 0,7 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando
dal sistema solare.
293
Dati Fisici
LUCIDA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
K0 III
Distanza dal Sole
144 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 41m 14,83s
Declinazione
-09° 33′ 04,07″
DATI FISICI
Raggio Medio
11,22 Raggi Solari
Massa
1,36 Masse Solari
Temperatura Superficiale
4.786 K
Velocità di Rotazione
1,9 km/s
Luminosità
12 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,022
Età Stimata
1,8 miliardi di anni
Periodo di Rotazione
326 giorni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
3,93
Magnitudine Assoluta
0,7
Velocità Radiale
Moto Proprio
10,5 km/s
AR: -74,80 mas/anno – Dec:-19,64 mas/anno
294
Cerastes
Origine del nome
Beta monocerotis, evidente il nome Cerastes il corno dell’animale stella tripla.
Osservazioni
Beta Lun , Monocerotis β , β Lun è un triplo sistema stellare nella costellazione di Monoceros . Ad occhio
nudo, appare come una stella singola con una magnitudine apparente visuale di circa 3.74, che la rende la
più luminosa stella visibile nella costellazione. Un telescopio mostra una linea curva di tre stelle azzurre o
pallido stelle gialle, a seconda della messa a fuoco della dell'oscilloscopio. Il sistema stellare costituito da
tre stelle Be , Monocerotis β A, β Monocerotis B e β Monocerotis C. Vi è anche un ulteriore compagno
visiva stella che probabilmente non è fisicamente vicino agli altri tre stelle.
295
Dati Fisici
CERASTES
Classificazione
Triplo sistema il riferimento e alla A
Classe Spettrale
B3Ve
Distanza dal Sole
700 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
Ascensione Retta
06h 28m 49,07s
Declinazione
-07° 01′ 59,03″
DATI FISICI
Raggio Medio
Raggi Solari
Massa
7 Masse Solari
Temperatura Superficiale
18.500 K
Velocità di Rotazione
346 km/s
Luminosità
3.200
Indice di Colore (BV)
-0,10
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,60
Magnitudine Assoluta
-2,0
Velocità Radiale
Moto Proprio
20 km/s
AR: -7,00 mas/anno – Dec:-4,27 mas/anno
296
Volpetta
Anser
Origine del nome
Anser, Alfa
Vulpeculae, α
Vul, 6
Vulpeculae, HD
183439, è
la stella più
luminosa
della costellazione della Volpetta. Oltre al nome ufficiale di Anser, possiede anche quelli tradizionali
di Lucida o Lukida
Anseris.
La
costellazione
della
Volpetta
fu
definita
nel
tardo XVII
secolo dall'astronomo polacco Johannes Hevelius. Era originariamente conosciuta comeVulpecula cum
ansere: la volpetta e l'oca. L'oca, che era rappresentata tra le fauci della volpe, non compare più
ufficialmente nel nome della costellazione, ma rimane nel nome di Anser.
Osservazioni
Anser si trova tre gradi a sud di Albireo β Cygni e viene classificata come gigante rossa; è una stella
doppia spettroscopica di classe spettrale M0, con una magnitudine apparente di 4,4. Dista
approssimatamente 297 anni luce dal sistema solare. Ha una tempertaura superficiale di 3850 K, un raggio
53 volte superiore a quello solare valore ottenuto in base alla media del diametro angolare e una luminosità
pari a 390. L'elevato contenuto di azoto, quasi doppio rispetto al sole, suggerisce che i sottoprodotti derivanti
dalla fusione dello strato di idrogeno attorno ad un nucleo inerte, stiano raggiungendo la superficie. La
sua metallicità è invece bassa con un contenuto in ferro pari ai 2/3 di quello solare. Forma con 8
Vulpeculae magnitudine apparente 5,81, classe spettrale K0III una doppia molto larga. Nella prima
misurazione del sistema, effettuata da Friedrich Georg Wilhelm von Struve nel 1835, l'angolo di
posizione era di 28°, con una separazione di 396,2"; nel 1924 la separazione era di 413,7".
297
Dati Fisici
ANSER
Classificazione
Stella doppia
Classe Spettrale
M0III
Distanza dal Sole
297anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
19h 28m 42,3s
Ascensione Retta
24° 39′ 54″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
45 Raggi Solari
Massa
1,5 Masse Solari
Temperatura Superficiale
3.850 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
390 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
1,5
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,4
Magnitudine Assoluta
-0,36
Velocità Radiale
AR: mas/anno – Dec: mas/anno
Moto Proprio
298
Sagitta o Freccia
Sham
Origine del nome
Sagittae Alpha Alpha Sge , Sagittae α , α Sge è una stella nella costellazione del Sagitta . Ha il nome
tradizionale Sham o Alsahm che ci viene dall'arabo ‫ سهم‬Sahm, Freccia , il nome già applicato alla
costellazione. Alpha Sagittae è la stella più brillante terza ed è quattro volte più massiccia e 340 volte più
luminosa del sole. In cinese , 左旗 Zuǒ QI , il che significa bandiera sinistra , si riferisce ad un asterismo
composto da α Sagittae, Sagittae β , δ Sagittae , ζ Sagittae , γ Sagittae , 13 Sagittae , 11 Sagittae , 14
Sagittae e Aquilae ρ . Di conseguenza, α stesso Sagittae è conosciuta come 左旗一 Zuǒ QI yī , inglese:. la
prima stella della bandiera a sinistra
Osservazioni
α Sge è una stella gigante gialla luminosa della magnitudine apparente 4,37 e classe spettrale G1 II circa
475 anni luce dalla Terra. Ha una luminosità 340 volte quella del Sole con una temperatura di superficie
5333 K . raggio della stella è di circa 20 volte solare, mentre la sua massa è di 4 volte la massa solare .
299
Dati Fisici
SHAM
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G1 I
Distanza dal Sole
475 anni luce
Tipo Variabile
COORDINATE
19h 40m 05,8s
Ascensione Retta
18° 00′ 50″
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
20 Raggi Solari
Massa
4 Masse Solari
Temperatura Superficiale
5.333 K
Velocità di Rotazione
Luminosità
340 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,78
Età Stimata
Periodo di Rotazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
4,39
Magnitudine Assoluta
-1,44
Velocità Radiale
Moto Proprio
1,8 km/s
AR:15,09 mas/anno – Dec:-19,65 mas/anno
300
Per questa raccolta ringrazio vivamente l’enciclopedia on line WIKIPEDIA, per correttezza di
descrizione e informativa ottima.
Mauro Aloigi
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