Achernar

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Achernar
Achernar foto.jpg
Achernar
Clasificare secvența principală stea alb-albastră [1]
Clasa spectrală B6 Vpe [1]
Distanța de la Soare 144 de ani lumină (44 buc ) [2]
Constelaţie Eridanus
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 01 h 37 m 42,75 s [3]
Declinaţie −57 ° 14 ′ 11,97 ″ [3]
Lat. galactic -58,7922 ° [3]
Lung. galactic 290,8416 ° [3]
Date fizice
Raza medie polar: 7,3 [4]
ecuatorial: 11 [4] R ⊙
Zdrobitor 1.5
Masa
6-8 [5] M ⊙
Perioada de rotație 2,06 zile [6]
Viteza de rotație ( v eq × sin i ) 225 km / s [7]
Temperatura
superficial		 polar: 20 000 K [4]
ecuatorial: 3 500 K [4] (medie)
Luminozitate
3 150 [4] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) −0,20 [3]
Vârsta estimată 55 Ma [6]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +0,45 [3]
Magnitudine abs. −2,72
Parallax 23,39 ± 0,57 mase [3]
Motocicletă proprie AR : 87,00 mase / an
Dec : -38,24 mase / an [3]
Viteza radială +16 km / s [3]
Nomenclaturi alternative
Alpha Eridani , HR 472, CD -57 ° 334, HD 10144, SAO 232481, FK5 54, HIP 7588
Editați datele pe Wikidata · Manual

coordonate : Carta celeste 01 h 37 m 42,75 s , -57 ° 14 ′ 11,97 ″

Achernar ( AFI : / akerˈnar / [8] ; cunoscut și sub numele de Bayer α Eri / α Eridani / Alfa Eridani) este o stea albastră-albastră de secvență principală , aparținând constelației Eridanus . Este una dintre puținele stele de prima magnitudine aparentă , aceasta fiind egală cu +0,45; această magnitudine o face a noua cea mai strălucitoare stea de pe cer .

Luminozitatea sa se datorează nu atât distanței sale, care este de 144 de ani lumină , cât mai ales faptului că este o stea foarte strălucitoare: masa sa este de aproximativ șase până la opt mase solare și magnitudinea sa absolută este egală cu - 2,72.

Achernar este, printre cele mai strălucitoare stele din cer, cel mai puțin cunoscut la nivel popular: acest lucru se datorează unor factori, în primul rând faptului că este situat într-o zonă a cerului cu o declinare foarte sudică, rămânând astfel în afara vederii în toată Europa și în cea mai mare parte a Americii de Nord și Asia ; în al doilea rând, împrejurimile acestei stele sunt lipsite de stele strălucitoare sau stele dispuse să formeze asterisme deosebit de cunoscute sau recunoscute. În ciuda acestui fapt, este una dintre cele mai interesante stele din punct de vedere științific, fiind una dintre cele mai ciupite la polii cunoscuți. [9]

Observare

Poziția lui Achernar, în partea de jos a hărții.

Achernar este a noua cea mai strălucitoare stea de pe cer. Fiind situat la 57 ° sud de ecuatorul ceresc , este vizibil în principal din emisfera sudică a Pământului , unde apare ca o stea foarte izolată, într-un câmp de stele slabe și considerabil îndepărtat de urmele limpezi și clare ale Căii Lactee ; apare circumpolar din multe orașe mari din emisfera sudică, cum ar fi Cape Town , Buenos Aires , Sydney și Melbourne , Wellington . [10] Observația din emisfera nordică este puternic penalizată: nu este vizibilă din nicio regiune din Europa , Rusia și majoritatea Statelor Unite , unde este observabilă doar în cele mai sudice state, cum ar fi Texas ; în Marea Mediterană devine vizibil scăzut la orizont doar de pe coastele cele mai sudice, în Libia și Egipt . [11] Această poziție marcant sudică a însemnat că acest obiect nu a fost studiat decât relativ recent, odată cu introducerea telescoapelor spațiale pe orbită și cu construirea de observatoare astronomice în emisfera sudică a Pământului .

Achernar se află în partea de sud a constelației Eridanus, în corespondență cu granițele sale cu constelația Toucanului și Hidra masculină . Eridano, care în cultura greco-latină, reprezintă râul Po , se întinde spre sud-vest de Orion . Cele două cele mai strălucitoare stele ale sale sunt situate la capetele nordice și sudice ale constelației, reprezentând sursa și gura sa: sursa este identificată cu Cursa , la 5 ° sud de ecuatorul ceresc, în timp ce gura este identificată cu Achernar. Este una dintre cele mai singure stele strălucitoare de pe cer: singura stea strălucitoare cea mai apropiată, Fomalhaut , este la 39 ° unghiular de Achernar, în timp ce Canopus , a doua cea mai strălucitoare stea din cer și, aparent, a doua cea mai strălucitoare stea cea mai apropiată, se află la aproximativ 40 °. Pe de altă parte, Achernar constituie cel mai nordic vârf al unui triunghi ale cărui alte două vârfuri sunt constituite din cele două Nori Magellanici , două galaxii satelit ale Căii Lactee: sunt la 26 ° și 16 ° distanță de Achernar. [12]

Mediul galactic

Harta principalelor stele pe o rază de 250 de ani lumină de la Soare. Apreciem poziția lui Achernar față de Soare , planul galactic și centrul galactic .

Fiind la 144 de ani lumină de Soare, [2] Achernar este o stea relativ apropiată de Soare: cele două stele sunt așadar plasate în același braț al Căii Lactee , brațul lui Orion . Coordonatele galactice ale lui Achernar sunt 290,84 ° și -58,79 °. O longitudine galactică de aproximativ 290,84 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Achernar, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de aproximativ 290 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Acest lucru implică faptul că Achernar.Centrarea este puțin mai aproape de centrul galactic decât Soarele este. O galactică latitudine de -58.79 ° înseamnă că Achernar.Centrarea este departe de sud a planului galactic, pe care sunt amplasate atât Soarele și centrul. Galactic.

Cea mai apropiată stea de Achernar, la 3,4 ani lumină, este HD 10678, [2] o pitică galbenă din clasa spectrală G6V care are o magnitudine aparentă de 8,40. [13] Urmărind în ordine de proximitate, la 4,9 ani lumină, LTT 855, [2] un pitic portocaliu din clasa spectrală K4V și cu magnitudine aparentă 9,91. [14] Pentru a găsi o stea mai strălucitoare decât HD 10678 trebuie să vă deplasați la 12 ani lumină de Achernar, unde se află HD 13246, [2] o stea de secvență principală alb-galbenă , din clasa spectrală F8V, cu magnitudinea aparentă 7,50. [15]

Caracteristici

Poziția lui Achernar și a altor stele în diagrama HR .

Clasificările lui Achernar variază în intervalul dintre clasa B3 [16] și clasa B6. [1] Mai mult, în ceea ce privește clasificarea MMK , Achernar a fost atribuit atât clasei subgigantelor [17], cât și celei a stelelor aparținând secvenței principale . [18] Nazé (2009). [1] îl clasifică ca stea de tip B6Vpe, unde p înseamnă stea ciudată și e indică apartenența la clasa de stele Be . Luând în considerare această clasificare, Achernar este o stea albastră-albastră de secvență principală , care fuzionează hidrogenul prezent în nucleul său în heliu .

Stelele clasei Achernar sunt foarte strălucitoare. Din magnitudinea aparentă a acestei stele și distanța acesteia, se poate deduce că emite, în banda vizibilă , o radiație de 1.070 de ori mai mare decât cea a Soarelui. [2] Se estimează că masa lui Achernar este între 6 și 8 ori mai mare decât cea a soarelui. [5] Aceste date și probabilitatea ca steaua să piardă cantități mari de materie în timpul evoluției sale duce la convingerea că nu va exploda ca supernova la sfârșitul ciclului său de viață, ci mai degrabă că va deveni un alb foarte masiv. pitic ca Sirius B. [19] Conform unor ipoteze, Achernar are aproximativ 55 de milioane de ani și, deși nu a abandonat încă secvența principală, o va face în termen de câteva milioane de ani. [6]

O stea Be

Achernar este steaua Fii cu cea mai mare strălucire aparentă din întreaga boltă cerească , precum și cea mai apropiată de Pământ. [20] Stelele Be sunt stele spectrale din clasa B caracterizate printr-o viteză mare de rotație . Această viteză implică o aplatizare marcată la poli, cauzată de forța centrifugă , precum și prezența unui disc circumstelar format din materie gazoasă expulzată din stea în corespondență cu zonele ecuatoriale ale acesteia. Discul este responsabil pentru apariția liniilor de emisie a hidrogenului și a altor elemente ionizate , care în mod normal par mai slabe. Litera e indică prezența unor astfel de linii. Deoarece etapa Be este o etapă tranzitorie a unei stele de tip B, trebuie să existe și alți factori, pe lângă viteza mare de rotație, responsabili de formarea discului circumstelar: pulsațiile neradiale la care este supusă steaua au a fost pus în discuție sau activitate magnetică sau chiar prezența unui partener . [21] Stelele Be reprezintă 17% din stelele de tip B care nu aparțin clasei supergigante a galaxiei noastre. [6] Subclasele spectrale cu o frecvență mai mare de stele Be sunt B1 și B2. [6]

În 2002, Achernar a făcut obiectul observațiilor făcute de Domiciano de Souza și colegii (2003) [21] care au folosit puternicul interferometru al Telescopului foarte mare . Echipa de cercetători a reușit să reconstruiască forma discului stelar, care s-a dovedit a fi surprinzător aplatizată: steaua apare ca o elipsă cu o axă majoră de 2,53 ± 0,06 mase și o axă minoră de 1,62 ± 0,01 max. Elipsa este înclinată cu 39 ° ± 1 ° în raport cu linia est-vest. [21]

Forma discului Achernar reconstituită pe baza observațiilor efectuate de interferometrul telescopului foarte mare . Imagine ESO.

Cu toate acestea, forma discului care apare instrumentelor, deși ne oferă câteva indicații cu privire la forma reală a stelei, oferă doar constrângeri cu privire la aceasta și nu o indică fără ambiguități: în special, până când nu cunoaștem înclinația rotației axa stelei, nu vom avea o idee precisă a zdrobirii sale reale. O posibilitate este ca axa de rotație să coincidă cu axa minoră a elipsei care apare observațiilor și ecuatorul stelar cu axa sa principală. În acest caz, l-am vedea pe Achernar „tăind”. La o distanță de 144 de ani lumină, aceasta ar implica o rază polară de 7,7 ± 0,2 R ⊙ și o rază ecuatorială de 12,0 ± 0,4 R ⊙ . [21] În consecință, raportul dintre raza ecuatorială și raza polară a lui Achernar ar fi de 1,55. Cu toate acestea, axa de rotație poate fi înclinată cu mai puțin de 90 ° față de linia noastră vizuală, adică este posibil să nu vedem Achernar „tăind”. În acest caz, în timp ce raza ecuatorială ar fi întotdeauna 12,0 ± 0,4 R ⊙ , raza polară ar fi mai mică de 7,7 ± 0,2 R ⊙ și, prin urmare, raportul dintre cele două raze ar fi mai mare de 1,55. Cu toate acestea, o înclinare a axei poate fi pusă în raport cu linia noastră vizuală: de fapt, viteza de rotație Achernar la ecuator înmulțită cu sinusul unghiului de înclinare al axei de rotație ( v eq × sin i ) a fost calculat ca fiind de 225 km / s. [7] Este necesar să presupunem că viteza ecuatorială nu este mai mare decât cea critică, dincolo de care steaua s-ar distruge singură. Pentru o stea a masei lui Achernar, această valoare este de aproximativ 315 km / s. Rezultă că înclinația față de linia noastră de vizibilitate nu poate fi mai mică de 46 °, [21] deoarece dacă i = 46 °, atunci viteza de rotație a stelei ar fi egală cu cea critică. Cu toate acestea, chiar și pentru valori ușor mai mari de 46 °, gravitația suprafeței la ecuator ar tinde la zero și, prin urmare, Domiciano de Souza și colegii (2003) iau în considerare doar ipotezele în care axa de rotație este înclinată cu cel puțin 50 ° . Ei concluzionează că 50 ° ≤ i ≤ 90 °.

Zdrobire excesivă

Domiciano de Souza și colegii (2003) calculează că, chiar presupunând că Achernar se rotește la 96% din viteza sa critică, conform teoriei, ar trebui să aibă o rază polară de 8,3 R ⊙ . [21] Cu toate acestea, după cum sa menționat, măsurătorile interferometrice raportează o rază polară maximă de 7,7 R ⊙ presupunând că i = 90 ° și mai mică dacă i <90 °. De aceea, aplatizarea stelei este prea mare în comparație cu previziunile teoretice. Pentru a concilia observațiile cu teoria, Domiciano de Souza și colegii (2003) fac ipoteza că o rotație diferențială a miezului stelei față de suprafața sa: miezul, în special, ar roti mai repede decât suprafața. [21] Această ipoteză a fost preluată și dezvoltată de Jackson și colegii (2004): [22] confirmă faptul că modelul de rotație diferențială poate explica aplatizarea observată; cu toate acestea, îndepărtarea zonelor ecuatoriale din miez ar trebui să ducă la scăderea temperaturii acestor zone, astfel încât să se împiedice atribuirea lui Achernar la clasa spectrală B.

În acest desen este evidentă zdrobirea Achernar cauzată de viteza mare de rotație a stelei pe sine.

O altă posibilă explicație pentru discrepanța dintre aplatizarea detectată și predicțiile teoretice a fost prezentată de Vinicius și colegii (2006), [6] care fac ipoteza că, în momentul observării, steaua era înconjurată de discul de gaz caracteristic al stelelor Be: this discul distorsionează imaginea stelei făcând-o să pară mai alungită decât este de fapt. Această ipoteză a fost preluată de Artichokes și colegii (2008), [4] care presupun că înclinația axei de rotație este de aproximativ 65 ° și că, prin urmare, raza polară este egală cu 7,3 R ⊙ ; totuși, conform modelelor lor, raza ecuatorială ar fi de doar 1,5 ori cea polară, adică aproximativ 11 R ⊙ . Valoarea mai mare detectată de observațiile interferometrice s-ar datora prezenței discului de gaz care înconjoară Achernar. Un model similar implică faptul că viteza de rotație este apropiată de cea critică (aproximativ 99% din aceasta). Mai mult, Anghinarea și colegii (2008) fac ipoteza că temperatura suprafeței stelei este de 20.000 K la poli; datorită aplatizării stelei care face polii mult mai aproape de nucleul său decât este ecuatorul și, prin urmare, mult mai cald, temperatura la ecuator ar fi de doar 3.500 K și radiația emisă de 1100 de ori mai mare decât polii în raport cu ecuator. În acest model, luminozitatea bolometrică a stelei este de 3.150 L ⊙ .

După cum s-a menționat, în vizibil Achernar este de aproximativ 1.100 de ori mai strălucitor decât Soarele. Dar pentru a compara strălucirea absolută a acestei stele cu cea a Soarelui este de asemenea necesar să se ia în considerare cantitatea de radiații ultraviolete emise. Deoarece această cantitate depinde de temperatura suprafeței stelei și din moment ce această temperatură nu este constantă de-a lungul suprafeței sale, este posibilă doar ipotezarea luminozității sale absolute prin intermediul unor modele exacte ale formei și variației temperaturii între diferitele zone ale suprafeței. Cel al Artichokes și colegilor (2008) constituie un model suficient de precis pentru a estima această luminozitate.

Discul circumstelar

La fel ca toate stelele Be, Achernar produce un disc cu gaz: una dintre cauzele formării discului este cu siguranță viteza mare de rotație. Deoarece Achernar este cea mai apropiată stea Be de noi, nu este surprinzător faptul că este unul dintre obiectele privilegiate din studiul discurilor circumstanțiale ale stelelor Be. Vinicius și colab. (2006) [6] au analizat oscilațiile din liniile spectrale de hidrogen, heliu și magneziu din spectrul electromagnetic Achernar; au identificat un ciclu care durează 2,04 zile, pe care îl interpretează ca fiind coincident cu perioada de rotație a stelei pe sine. Probabil este produs de gaze care înconjoară steaua și se rotesc cu ea. Alte perioade de 1,3 zile, 0,78 zile și 0,58 zile sunt interpretate ca datorate pulsațiilor non-radiale ale stelei. Analizând variațiile pe termen lung ale liniei de hidrogen Hα , cercetătorii au concluzionat că este posibil să se identifice un ciclu de 14-15 ani: începutul ciclului este reprezentat de emisii puternice și este interpretat ca o erupție a gazului din suprafața stelei cu formarea consecventă a unui disc circumstelar inițial foarte dens; apoi liniile de emisie slăbesc încet: aceasta este interpretată ca disiparea lentă a discului circumstelar, care se epuizează în aproximativ zece ani; în cele din urmă timp de 4-5 ani, Achernar revine la a fi o stea normală din clasa B cu emisii absente. În acest moment există o nouă erupție și ciclul începe din nou.

Două modele Achernar tridimensionale diferite bazate pe profilul măsurat de VTL . La modelul A, axa de rotație este înclinată cu 50 ° față de linia vizuală, la modelul B cu 90 °. Imagine ESO .

Modalitățile prin care discul circumstelar este format și hrănit au fost studiate de Artciofi și colegii (2007). [23] Întrucât savanții au detectat, pe lângă variațiile de-a lungul zilelor, și variații de-a lungul orelor și minutelor în emisiile discului Achernar, ipoteza lor este că discul nu este alimentat de o singură erupție mare, ci de multe erupții mici care formează regiuni cu densitate mai mare de gaz în interiorul discului. Aceste regiuni tind apoi să se disperseze și să se amestece cu gazul de pe disc în sine în câteva zile, formând un inel de material în jurul stelei. Dacă apar alte erupții, inelul crește în grosime și consistență; în caz contrar, dacă erupțiile se opresc, partea sa interioară cade asupra stelei, în timp ce cea exterioară se disipează încet în spațiul interstelar .

În plus față de un disc circumstelar variabil, stelele Be au un vânt puternic stelar care pleacă de la polii corpului ceresc. După cum sa menționat, de fapt, fiind aproape de nucleu, acestea sunt foarte fierbinți și, prin urmare, emit o mulțime de radiații. [24] ca urmare înaltă presiune de radiație este responsabilă pentru un vânt stelar important care poate provoca steaua din care se îndepărtează de 10 -8 M ☉ să piardă pe an. [25] Vântul polar al lui Achernar a fost studiat de Kervella și Domiciano de Souza (2006): [25] au observat împrejurimile lui Achernar la frecvențe infraroșii prin intermediul VLT într-o perioadă în care discul circumstelar era practic absent și au reușit să identifice două pene care se ramifică de la stelele și se prelungesc cu 17,6 ± 4,9 mase. Ele emit 4,7 ± 0,3% din radiația infraroșie a stelei. Fluxul vântului polar pare a fi constant și nu depinde de fazele de formare și disipare ale discului circumstelar. [26] Observațiile ulterioare au confirmat în mod substanțial acest model: penele ar avea formele a doi gaussieni fiecare cu 9,9 ± 2,3 m înălțime, adică aproximativ 6 raze stelare. [27] [28]

Posibil tovarăș

Fii stele fac adesea parte dintr-un sistem binar. Prin urmare, s-a încercat să se verifice dacă Achernar avea un partener. Un răspuns pozitiv a venit pentru prima dată cu studiul realizat de Kervella și Domiciano de Souza (2007): [29] observând discul circumstelar al lui Achernar la frecvențele medii în infraroșu, au putut constata existența unui cu emisii; este separat de steaua centrală de 280 mase, care, la o distanță de 44 parsec, corespund 12,3 UA și are o luminozitate în infraroșu egală cu 1,79% din cea a lui Achernar. Autorii fac ipoteza că sursa de emisie este o stea de secvență principală, din clasa spectrală A7, cu o temperatură de suprafață de aproximativ 7.500 K și o masă de aproximativ 2 M ☉ . Diferența de luminozitate între principal și însoțitorul său în banda vizibilă este de 5,4 magnitudini (adică principalul este de 144 de ori mai luminos decât însoțitorul său). Aceasta înseamnă că însoțitorul are o magnitudine aparentă de 5,8 și, prin urmare, dacă nu ar fi atât de aproape de cea principală, ar fi o stea observabilă cu ochiul liber, având în vedere condiții optime de vizibilitate, chiar dacă ar părea foarte slabă. Probabil, planul orbitei companionului corespunde planului ecuatorial al celui principal.

Observațiile făcute de Kervella și colegii (2008) [30] au confirmat prezența unui însoțitor, numit Achernar B. Luminozitatea măsurată în infraroșul apropiat a fost totuși mai mare decât cea detectată cu anul anterior: în infraroșu, componenta B a fost găsită să aibă 3,33% din luminozitatea componentei A. Această luminozitate crescută sugerează că Achernar B este o stea din clasa spectrală A1V, similară cu Sirius . Distanța și masa celor două componente sugerează că perioada lor orbitală este de aproximativ 15 ani.

Semnificație culturală

Numele Achernar derivă din cuvântul arab آخر النهر ( ākhir an-nahr ) care înseamnă „sfârșitul râului”. [31] Acest nume provine din faptul că steaua este plasată la gura râului Eridanus. Atribuirea acestui nume lui Achernar este totuși modernă, datând din secolul al XVI-lea , când a fost observată pentru prima dată de exploratorii europeni: [2] în vremurile străvechi steaua nu era cunoscută civilizațiilor clasice europene datorită poziției sale mai sudice decât și-a asumat în acel moment datorită precesiunii echinocțiilor. „Gura” râului a fost reprezentată de cea mai nordică stea Acamar, θ Eridani , [31] care se află la declinația de -40 °: a fost cea mai sudică stea vizibilă astronomilor arabi . [31] Ptolemeu nu o menționează, deși ar fi trebuit să fie vizibilă din sudul Egiptului, deși foarte jos la orizont. [31] Acesta este unul dintre faptele care ne fac să credem că catalogul său nu s-a bazat pe observații originale, ci a fost compilat dintr-un catalog anterior al lui Hipparchus din Niceea , acum pierdut. Hipparchus, care lucrează în Rodos , care este la 5 ° latitudine mai la nord de Alexandria, nu a putut observa steaua. [31]

Dintre chinezii Ming , asterismul format din Achernar, ζ Phoenicis și η Phoenicis a fost numit 水委( Shuǐ Wěi ), [31] ceea ce înseamnă un curs impetuos și sinuos . În realitate, astronomii chinezi nu l-au observat direct pe Achernar și și-au dedus existența din hărțile astronomice occidentale.

În astrologie se crede că Achernar promite fericire și succes prin acordarea integrității morale și a aderării la principiile religioase și filosofice. Se crede, de asemenea, că Achernar acordă înalte funcții în Biserică , în special împreună cu Jupiter . [32]

Notă

  1. ^ a b c d Y. Nazé, Stele fierbinți observate de XMM-Newton. I. Catalogul și proprietățile stelelor OB , în Astronomie și astrofizică , vol. 506, 2009, pp. 1055-1064, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912659 . Adus la 30 mai 2011 .
  2. ^ a b c d e f g SOLSTATION - Achernar , pe solstation.com . Adus la 24 mai 2011.
  3. ^ a b c d e f g h i Entry Achernar la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus la 15 iunie 2011 .
  4. ^ a b c d e f AC Carciofi, A. Domiciano de Souza, AM Magalhães, JE Bjorkman, F. Vakili, On the Determination of the Rotational Oblateness of Achernar , in The Astrophysical Journal , vol. 676, 2008, pp. L41-L44, DOI : 10.1086 / 586895 . Adus pe 5 aprilie 2011 .
  5. ^ a b P. Harmanec, Masele și razele stelare bazate pe date binare moderne , în Buletinul Institutelor Astronomice din Cehoslovacia , vol. 39, 1988, pp. 329-345. Adus la 30 mai 2011 .
  6. ^ a b c d e f g MMF Vinicius, J. Zorec, NV Leister, RS Levenhagen, α Eridani: distorsiune de rotație, activitate stelară și circumstelară , în Astronomy and Astrophysics , vol. 446, 2006, pp. 643-660, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053029 . Adus pe 5 aprilie 2011 .
  7. ^ a b A. Slettebak, Tipuri spectrale și viteze de rotație ale stelelor mai strălucitoare Be și ale stelelor de tip AF , în seria strofizică Journal Supplement Series , vol. 50, 1982, pp. 55-83, DOI : 10.1086 / 190820 . Adus pe 3 iunie 2011 .
  8. ^ Bruno Migliorini și colab. ,Foaie despre lema "Achernar" , în Dicționar de ortografie și pronunție , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  9. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe Through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley and Sons, 2008, p. 170, ISBN 0-471-70410-5 .
  10. ^ Așa cum se arată în: Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Ediția a doua , Cambridge University Press, ISBN 0-933346-87-5 . Adus în decembrie 2020 .
  11. ^ O declinare de 57 ° S este egală cu o distanță unghiulară față de polul ceresc sudic de 33 °; ceea ce echivalează cu a spune că la sud de 33 ° S obiectul este circumpolar, în timp ce la nord de 33 ° N obiectul nu se ridică niciodată.
  12. ^ Schaaf , 172
  13. ^ Intrare HD 10678 la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus la 24 mai 2011.
  14. ^ Intrare LTT 855 la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus la 30 mai 2011 .
  15. ^ Intrare HD 13246 la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr . Adus la 24 mai 2011.
  16. ^ N. Houk, AP Cowley, Universitatea din Michigan Catalogul tipurilor spectrale bidimensionale pentru stelele HD. Volumul I. Declinări -90_ până la -53_ƒ0. , Ann Arbor, Universitatea din Michigan, Departamentul de Astronomie, 1975.
  17. ^ W. Buscombe, Clasificare spectrală a stelelor fundamentale sudice , în Muntele Stromlo Obs. Mimeo , vol. 4, 1962. Adus la 30 mai 2011 .
  18. ^ A. de Vaucouleurs, Tipuri spectrale și luminozități ale stelelor sudice B, A și F , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 117, 1957, pp. 449-462. Adus la 30 mai 2011 .
  19. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 173.
  20. ^ P. Kervella, A. Domiciano de Souza, Mediul stelei cu rotație rapidă Achernar. Imaginare termică cu infraroșu de înaltă rezoluție cu VISIR în modul BURST , în Astronomie și astrofizică , vol. 474, 2007, pp. L49-L52, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20078588 . Adus la 31 mai 2011 .
  21. ^ a b c d e f g A. Domiciano de Souza, A.; P. Kervella, S. Jankov, L. Abe, F. Vakili, E. di Folco, F. Paresce, The spinning-top Be star Achernar din VLTI-VINCI , în Astronomy and Astrophysics , vol. 407, 2003, pp. L47-L50, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20030786 . Adus la 31 mai 2011 .
  22. ^ S. Jackson, KB MacGregor, A. Skumanich, Modele pentru rotirea rapidă a stelei Be Achernar. In The Astrophysical Journal, vol. 606, 2004, pp. 1196-1199, DOI : 10.1086 / 383197 . Adus pe 5 aprilie 2011 .
  23. ^ AC Carciofi, AM Magalhães, NV Leister, JE Bjorkman, RS Levenhagen, Achernar: Rapid Polarization Variability as Evidence of Photospheric and Circumstellar Activity , în The Astrophysical Journal , vol. 671, 2007, pp. L49-L52, DOI : 10.1086 / 524772 . Adus la 8 iunie 2011 .
  24. ^ De fapt, conform legii Stefan-Boltzmann, puterea radiată de un corp negru este proporțională cu a patra putere a temperaturii sale.
  25. ^ a b P. Kervella, A. Domiciano de Souza, Vântul polar al rotirii rapide Be star Achernar. Observații interferometrice VINCI / VLTI ale unui anvelopă polar alungită , în Astronomy and Astrophysics , vol. 453, 2006, pp. 1059-1066, DOI : 10.1051/0004-6361:20054771 . URL consultato il 7 giugno 2011 .
  26. ^ S. Kanaan, A. Meilland, P. Stee, J. Zorec, A. Domiciano de Souza, Y. Frémat, D. Briot, Disk and wind evolution of Achernar: the breaking of the fellowship , in Astronomy and Astrophysics , vol. 486, 2008, pp. 785-798, DOI : 10.1051/0004-6361:20078868 . URL consultato l'8 giugno 2011 .
  27. ^ P. Kervella, A. Domiciano de Souza, S. Kanaan, A. Meilland, A. Spang, P. Stee, The environment of the fast rotating star Achernar. II. Thermal infrared interferometry with VLTI/MIDI , in Astronomy and Astrophysics , vol. 493, 2009, pp. L53-L56, DOI : 10.1051/0004-6361:200810980 . URL consultato l'8 giugno 2011 .
  28. ^ P. Kervella, A. Mérand, Hot star winds and interferometry: Achernar and η Carinae , in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 38, 2010, pp. 37-40. URL consultato l'11 giugno 2011 .
  29. ^ P. Kervella, A. Domiciano de Souza, The environment of the fast rotating star Achernar. High-resolution thermal infrared imaging with VISIR in BURST mode , in Astronomy and Astrophysics , vol. 474, 2007, pp. L49-L52, DOI : 10.1051/0004-6361:20078588 . URL consultato il 10 giugno 2011 .
  30. ^ P. Kervella, A. Domeniciano de Souza, P. Bendjoya, The close-in companion of the fast rotating Be star Achernar , in Astronomy and Astrophysics , vol. 484, 2008, pp. L13-L16, DOI : 10.1051/0004-6361:200809765 . URL consultato il 10 giugno 2011 .
  31. ^ a b c d e f Allen Richard Hinckley Allen, I nomi delle stelle ei loro significati (1936), p. 218.
  32. ^ Achernar , su constellationsofwords.com . URL consultato il 15 giugno 2011 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

  • La forma di Achernar , su scienzaesperienza.it (archiviato dall' url originale il 14 ottobre 2007) .
  • Una stella piatta , su Focus.it . URL consultato il 22 ottobre 2020 (archiviato dall' url originale il 6 dicembre 2014) .
  • ( EN ) www.solstation.com , su solstation.com .
  • ( EN ) www.absoluteastronomy.com , su absoluteastronomy.com . URL consultato il 23 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 18 ottobre 2006) .
  • ( EN ) www.fractaluniverse.org , su fractaluniverse.org . URL consultato il 23 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 23 giugno 2006) .
Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Achernar&oldid=122351658 "