Aldebaran

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Aldebaran (dezambiguizare) .
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - "Alpha Tauri" se referă aici. Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Alpha Tauri (dezambiguizare) .
Aldebaran
Aldebaran1.png
Aldebaran
Clasificare Gigant portocaliu
Clasa spectrală K5 III [1]
Distanța de la Soare 66,64 ani lumină [2]
Constelaţie Taur
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă 4 h 35 m 55.239 s [1]
Declinaţie + 16 ° 30 ′ 33.488 ″ [1]
Lat. galactic 20.2483 ° [1]
Lung. galactic 180,9719 ° [1]
Date fizice
Diametrul mediu 61,12 milioane km [3]
Raza medie 43,9 [3] R ⊙
Masa
1,16 [4] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață log g = 1,59 [5]
Perioada de rotație 1000 ± 400 de zile [6]
Viteza de rotație 4,3 km / s [7]
Temperatura
superficial		 3.913 K [8] (medie)
Luminozitate
518 ± 32 [9] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 1,28 [1]
Metalicitate [Fe / H] = 69% din Soare [10]
Vârsta estimată 6,4 miliarde de ani [4]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +0,98 [1]
Magnitudine abs. -2,04 ± 0,06 [9]
Parallax 48,94 ± 0,77 mase [1]
Motocicletă proprie AR : 63,45 mase / an
Dec : -188,94 mase / an [1]
Viteza radială +54,11 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
α Tauri , 87 Tauri , HD 29139, HIP 21421, SAO 94027, HR 1457, BD + 16 ° 629, WDS 04359 + 1631
Editați datele din Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 04 h 35 m 55.239 s , + 16 ° 30 ′ 33.488 ″

Aldebaran ( IPA : / aldebaˈran / sau, mai rar, / alˈdɛbaran / [11] [12] ; α Tau / α Tauri / Alpha Tauri ) este o stea aparținând constelației Taurului . Cu magnitudine +0,98 [1] , este cea mai strălucitoare stea din constelație, precum și cea de-a paisprezecea cea mai strălucitoare pe cerul nopții . La aproximativ 66,64 ani lumină de Pământ [2] , este un gigant portocaliu din clasa spectrală K5 III, [1] de aproximativ 500 de ori mai strălucitor decât Soarele [9] și de aproximativ patruzeci de ori mai mare [3] . Este de fapt o stea dublă , deoarece cea principală are un companion mic și slab.

Aldebaran pare asociat vizual cu grupul Hyades [13] , dar este de fapt mult mai aproape de noi și asocierea este dată doar de perspectivă.

Numele său derivă din cuvântul arab al-Dabarān (لدبران), „în spate”, referindu-se la modul în care steaua apare în apropiere și imediat după grupul Pleiadelor în mișcarea lor nocturnă. [14] [15] Astrologic , Aldebaran a fost o stea considerată norocoasă, aducătoare de bogății și onoruri. Din 3000 î.Hr. pentru perși era considerat, împreună cu Antares , Regulus și Fomalhaut , una dintre cele patru „ stele regale ” . [16]

Observare

Cercle rouge 100% .svg
Taur IAU.svg
Poziția stelei în constelația Taurului.

Arată ca o stea portocalie, una dintre cele mai ușor de identificat pe cerul nopții, atât pentru strălucirea mare, cât și pentru asocierea cu unul dintre cele mai faimoase asterisme ale bolții cerești: Centura Orion ; dacă trageți o linie care trece prin cele trei stele care formează Centura de la stânga la dreapta (în emisfera nordică ) sau de la dreapta la stânga (în emisfera sudică ), prima stea strălucitoare pe care o întâlniți este Aldebaran. În cealaltă direcție, prima stea strălucitoare pe care o întâlnești este Sirius .

Aldebaran apare și ca cel mai strălucitor dintre Hyades , grupul deschis care, cu stelele sale dispuse în formă de V, marchează capul Taurului. Cu toate acestea, aceasta este doar o asociere aparentă, deoarece Aldebaran se află în linia de vedere dintre Pământ și Hyades, care sunt de fapt de două ori mai departe decât Aldebaran. Puțin mai mult de o duzină de grade nord-vest de Aldebaran și Hyades este posibil să observăm un alt dintre cele mai cunoscute grupuri deschise de cer: Pleiadele . Mai mult, prin extinderea ramurii figurii în formă de V formată din Hyades pe care se află Aldebaran, una se întâlnește cu ζ Tauri la aproximativ 15 °, în timp ce extinderea celeilalte ramuri se întâlnește, mai mult sau mai puțin la aceeași distanță, Elnath luminos , la granița cu constelația Auriga . Aceste două stele marchează coarnele Taurului.

Cu o declinație de 16 ° 30 'N, Aldebaran este o stea aparținând emisferei nordice . Cu toate acestea, având în vedere apropierea sa relativă de ecuatorul ceresc , posibilitățile sale de observare în emisfera sudică sunt largi: este invizibilă doar la sud de paralela 74, adică numai în regiunile antarctice . Cu toate acestea, va apărea scăzut la orizontul nordic în cele mai sudice regiuni din Argentina , Chile și Noua Zeelandă . Pe de altă parte, o astfel de poziție face ca Aldebaran să fie circumpolar , numai în regiunile arctice și cele mai nordice ale Rusiei , Groenlandei , Canada și Alaska [17] . La 1 iunie , Soarele trece la câteva grade nord de Aldebaran: în consecință, cele mai bune luni pentru observarea acestei stele sunt cele în care Soarele se află pe partea opusă eclipticii , adică cele corespunzătoare iernii nordice. În special, cele mai favorabile luni pentru observarea sa sunt decembrie și ianuarie, dar este încă observabil, chiar dacă nu întotdeauna pentru toată noaptea, în perioada octombrie-aprilie; coborârea sa spre vest chiar după apusul soarelui indică apropierea verii nordice.

Aldebaran (mai sus) își face apariția după o ocultare lunară în iulie 1997.

Această apropiere de ecliptică implică posibilitatea ca Aldebaran să poată fi ascuns de Lună . Doar alte trei stele de primă magnitudine, Spica , Antares și Regulus , împart această proprietate cu Aldebaran, cea mai strălucitoare dintre ele [18] . Astfel de ocultări apar atunci când nodul ascendent este aproape de echinocțiul de toamnă. Ocultarea din 22 septembrie 1978 a fost folosită pentru a calcula o estimare a diametrului stelei [19] . Următorul a avut loc în 2015 . Aflând că una dintre aceste ocultații a fost observată la Atena în 509 d.Hr. , astronomul englez Edmond Halley a calculat în 1718 că, pentru ca acest eveniment să fi fost posibil, Aldebaran ar trebui să fie într-o poziție diferită, câteva minute de arc. la nord decât acolo unde a observat-o în timpul său. El a concluzionat că, prin urmare, steaua sa schimbat în secolele care s-au scurs de la eveniment. Halley descoperise mișcarea corectă a stelelor [20] .

Mediul galactic

Structura Taurului Local . Apreciem poziția Aldebaran, a Soarelui și a altor stele. Imaginea este orientată astfel încât stelele cele mai apropiate de centrul galactic să fie în partea de sus a imaginii.

Fiind relativ aproape de Soare , Aldebaran împarte același mediu galactic. În special, este situat ca Soarele în interiorul Bulei Locale , o „cavitate” a mediului interstelar prezent în Brațul Orion , unul dintre brațele galactice ale Căii Lactee . Coordonatele galactice ale lui Aldebaran sunt 180,97 ° și 20,24 °. O longitudine galactică de aproximativ 180 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Aldebaran, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de aproape 180 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Aceasta înseamnă că, luând Soarele ca punct de referință, centrul galactic și Aldebaran sunt în direcții opuse. Ca urmare, Aldebaran este puțin mai departe de centrul galactic decât este Soarele. O latitudine galactică de puțin peste 20 ° înseamnă că Aldebaran este chiar la nord de planul pe care sunt situate Soarele și centrul galactic.

Cele mai apropiate două stele de Aldebaran sunt două stele roșii de secvență principală [21] . Vorbim despre VA 366, o stea din clasa spectrală M0 V, la distanță de 4,4 ani lumină de Aldebaran [21] și de magnitudine aparentă 12,38 [22] și Ross 388, o stea din clasa spectrală M3 V, distanță de 9, 1 ani lumină din Aldebaran [21] și de magnitudine aparentă 12,48 [23] . Pentru a găsi o stea de dimensiunea Soarelui trebuie să vă deplasați la aproximativ 12 ani lumină distanță de Aldebaran, unde există LTT 11292 [21] , o stea galbenă de secvență principală din clasa spectrală G7 V și cu magnitudine aparentă 6,8 [24] .

Luminozitatea comparată în timp

Viteza radială a Aldebaranului este de +54,11 km / s [1] . Aceasta înseamnă că se îndepărtează de noi mai repede decât toate celelalte stele de primă magnitudine. Dintre cele mai strălucitoare 300 de stele de pe cer, doar trei au o viteză radială pozitivă mai mare decât cea a Aldebaranului [25] . Rezultă că, în vremuri, Aldebaran, fiind mai aproape de Pământ, părea mai strălucitor decât acum. În special, în perioada cuprinsă între 420.000 și 210.000 de ani în urmă, Aldebaran a fost cea mai strălucitoare stea din cerul nopții , înainte de a fi depășită de Capella . Vârful strălucirii a fost atins acum 320.000 de ani, când Aldebaran a trecut cel mai apropiat punct de noi, la aproximativ 21,5 ani lumină de Pământ. Magnitudinea sa aparentă era atunci -1,54 și, prin urmare, părea mai strălucitoare decât Sirius , cea mai strălucitoare stea în prezent în bolta cerească, apare acum [25] . Cu toate acestea, pe măsură ce Sirius se apropie de Pământ, acesta va crește luminozitatea aparentă în următoarele milenii și va atinge magnitudinea -1,66 în aproximativ 60.000 de ani, devenind astfel mai luminos decât a fost vreodată Aldebaran în trecut. [26] . În ceea ce privește Aldebaran, luminozitatea sa aparentă este în schimb destinată să scadă în continuare în următoarele mii de ani.

Acum aproximativ 400.000 de ani, când Aldebaran a apărut o stea mult mai strălucitoare decât este acum, a apărut, de asemenea, mult mai puțin separat decât este în prezent de Capella. De vreme ce Capella era mai strălucitoare decât acum, era o pereche de stele foarte apropiate și foarte strălucitoare. Datorită precesiunii echinocțiilor , perechea a marcat și polul nord ceresc pentru o vreme [27] .

Caracteristici fizice

Distanţă

Noua reducere a datelor astrometrice a telescopului spațial Hipparcos a condus la un nou calcul al paralaxei Aldebaran, care s-a dovedit a fi 48,94 ± 0,77 mase [2] . Prin urmare, distanța Aldebaran față de Pământ este egală cu 1 / 0,04894 buc , sau 20,433 buc, echivalent cu 66,64 ani lumină.

Clasificarea și temperatura suprafeței

Aldebaran este clasificat în clasa spectrală K5 III. Clasa K adună stele de culoare portocalie, datorită temperaturii de suprafață mai scăzute decât cea a Soarelui. Cele 20 de măsurători ale temperaturii de suprafață raportate de site-ul SIMBAD , efectuate între 1957 și 2009 , variază de la 3.733 K la 4.131 K [1] . Media măsurătorilor este de 3.913 K. Această valoare poate fi comparată cu cea a temperaturii de suprafață a Soarelui, care este de aproximativ 5.800 K, care este cu aproape 2.000 K mai mare.

Clasa de luminozitate III, pe de altă parte, colectează stele gigantice , adică stele de masă medie sau mică având o stare evolutivă avansată, care au abandonat acum secvența principală .

rază

Aldebaran este probabil steaua a cărei rază a fost cea mai măsurată și studiată. Această bogăție de măsurători este determinată de trei caracteristici combinate: dimensiunea mare, apropierea relativă a stelei de Pământ și ocultările lunare. Toți acești factori facilitează măsurarea razei; în special, ocultarea lunară poate fi exploatată în calculul razei prin măsurarea timpului luat de Lună pentru a oculta complet steaua, adică timpul care trece de la începutul ocultării, când Luna începe să acopere steaua , până la capăt, când steaua nu mai este vizibilă. În ciuda acestei abundențe de măsurători, diferitele studii au încă mai multe diferențe în rezultate.

Richichi și Percheron (2002) [28] raportează în baza lor de date 46 de măsurători independente ale diametrului Aldebaran obținute cu metoda ocultării lunare, 7 măsurători obținute cu tehnici interferometrice și 3 cu metode de măsurare indirectă, pentru un total de 56 de măsurători. Dacă luăm în considerare măsurătorile cu o marjă de eroare mai mică, adică mai mică de 0,4 mase , rămân 17 rezultate, a căror medie este de 19,87 ± 0,05 mase. Anterior, Evans și colab. (1980) [29] raportează o serie de măsurători ale diametrului stelei obținute cu tehnica ocultării lunare; unele dintre ele au fost realizate chiar de autori, altele au fost preluate din alte publicații. Media măsurătorilor raportate în acest articol este de 19,9 ± 0,3 mase, în acord cu ceea ce este raportat de Richichi și Percheron (2002). Ridgway și colab. (1982) [30] raportează în schimb o serie de măsurători proprii și derivate din alte studii, bazate tot pe tehnica ocultării lunare, a cărei medie este de 20,88 ± 0,10 mase. În cele din urmă, White și Kreidl (1984) [31] raportează propriile măsurători și cele ale altora, obținute și pe baza ocultărilor, a căror medie este de 20,45 ± 0,46 max. Richichi și Roccatagliata (2005) [32] fac ipoteza că această disparitate între rezultate, în special printre cele obținute prin metoda ocultării lunare, se datorează faptului că diferitele studii nu au luat în considerare fenomenul de scintilație care tinde să supraestimeze diametrul a unei stele când se măsoară timpul necesar pentru ca ocultarea de către un alt corp să fie completă.

Cel mai important studiu dedicat măsurării razei Aldebaran este probabil Richichi & Roccatagliata (2005) [3] , care combină rezultatele obținute prin metoda ocultării cu rezultatele obținute prin măsurători interferometrice folosind instrumentul VINCI al Telescopului foarte mare . Măsurarea medie obținută prin ocultările lunare de către cei doi cercetători este de 19,95 ± 0,03 mase, în timp ce cea obținută prin interferometru este de 19,98 ± 0,05 mase. Prin urmare, adoptă o valoare medie ponderată între cele două, de 19,96 ± 0,03 mase, care devin 20,58 ± 0,03 mase, când a fost făcută o corecție adecvată pentru a lua în considerare întunecarea de la margine [33] . Aceasta este probabil cea mai bună estimare a diametrului stelei la dispoziția noastră.

La distanța calculată de Hipparcos de 66,64 ani lumină, diametrul unghiular măsurat de Richichi și Roccatagliata (2005) corespunde unei raze de 30,56 milioane km, echivalentă cu 43,9 R ⊙ [34] . Dacă Aldebaran ar fi în locul Soarelui, ar ocupa jumătate din orbita lui Mercur și ar apărea de pe Pământ ca un disc cu diametrul de 20 ° [15] .

Comparație între dimensiunile Aldebaran și cele ale Soarelui.

Luminozitate și masă

Suprafața radiantă mare a lui Aldebaran îl face un obiect foarte luminos , deși temperatura suprafeței sale nu este foarte ridicată. Din distanța acestei stele și din magnitudinea sa aparentă obținem o magnitudine absolută de -2,04 ± 0,06 [9] . Având în vedere că Soarele are o magnitudine absolută de 4,75 [9] , aceasta înseamnă că Aldebaran are o luminozitate de 518 ± 32 L ☉ [9] .

Determinarea maselor de stele uriașe nu este niciodată ușoară. De fapt, în timp ce pentru stelele secvenței principale există relații definite între masă și luminozitate , strălucirea stelelor gigantice se schimbă mult în timp, în funcție de stadiul lor evolutiv: prin urmare, dacă nu se știe cu precizie, nu va fi posibil să se deducă masa din strălucire. Cu toate acestea, există o altă metodă pentru a încerca să calculăm masa stelelor din această clasă: ea poate fi de fapt obținută prin cunoașterea razei și a accelerației gravitației ( g ) la suprafață. Raportul dintre atomii ionizați și atomii neutri ai aceluiași element din atmosfera unei stele este sensibil la accelerația gravitației; prin urmare, raportul dintre ioni și atomii neutri poate fi exploatat pentru a calcula accelerația gravitației și, în consecință, masa unei stele. Cu toate acestea, în medii cu accelerație gravitațională scăzută, cum ar fi cea a unei stele uriașe, valoarea accelerației devine foarte sensibilă la cea a temperaturii de suprafață adoptate. Prin urmare, mici erori în estimarea temperaturii suprafeței pot duce la valori incorecte de accelerație [35] . Valoarea accelerației gravitaționale a suprafeței Aldebaran este, prin urmare, cunoscută cu marje de eroare foarte mari [36] . Presupunând o rază de 29,3 milioane km și o greutate de suprafață de log g = 1,59, Hatzes și Cochran (1993) deduc o masă de 2,5 M ☉ [37] . Cu toate acestea, El Eid (1994), bazat pe o măsură diferită de log g = 1,41 din greutatea suprafeței luată de la Harris & Lambert (1983) [38] , deduce o masă de 1,5 M ☉ [39] . Această măsură pare să fie confirmată de relația dintre abundențele de 16 O și 17 O din Aldebaran: de fapt, această relație pare să fie în general dependentă de masa stelară și de starea evolutivă a stelei [40] . În cele din urmă, Robinson et. la. (1998), bazat nu pe gravitația suprafeței stelei, ci pe urmele evolutive din diagrama HR a stelelor de diferite mase propuse de McWilliam (1990) [41] , deduc o masă de 2 M ☉ [36] , considerată cu toate acestea supradimensionate pe baza studiilor ulterioare. În 2015, Hatzes și colab. a confirmat existența acelei planete gigant gazoase ipotezate în anii nouăzeci pe orbita din jurul Aldebaran, iar în 2018 WM Farr și colab., din nou prin analiza variațiilor de viteză radială a stelei, nu numai că au confirmat existența planetei, ca Hatzes și colab., Dar au susținut că planeta a rămas în zona locuibilă din Aldebaran timp de miliarde de ani, înainte să rămână fără hidrogen intern și să devină un gigant . Masa stelei, estimată de Farr în 1,16 ± 0,7 M ⊙ , nu este atât de diferit de cel al Soarelui [4] și foarte similar cu cel al unui alt gigant portocaliu strălucitor, Arturo .

Incertitudinea care determină determinarea masei lui Aldebaran ne afectează și cunoștințele despre vârsta și starea evolutivă a stelei. Deoarece permanența unei stele în secvența principală depinde în mare măsură de masa acesteia, nu este posibil să se determine cu exactitate vârsta Aldebaranului. De asemenea, nu este clar dacă steaua se află încă în ramura giganților roșii sau dacă a intrat deja în ramura asimptotică a giganților , adică dacă topește hidrogenul în jurul unui nucleu de heliu inert sau dacă a deja a aprins fuziunea heliului în interiorul miezului stelei [42] . Vârsta lui Aldebaran, date fiind cele mai recente estimări de masă, pare să depășească încă 6 miliarde de ani [4] .

Perioada de rotație și obiectul substelar

Viteza de rotație a stelelor gigant și supergigant este notoriu foarte dificil de calculat. De fapt, stelele de acest tip combină macro-turbulențe accentuate pe suprafața lor cu o viteză de rotație redusă; prin urmare, este foarte dificil să se distingă mișcările gazului efectiv datorate rotației stelare de cele atribuite macro-turbulenței de suprafață. Hatzes și Cochran (1993) calculează o viteză de rotație la ecuatorul lui Alpha Tauri între 2,5 și 4,0 km / s [6] . Această cifră este în acord cu o măsurare anterioară de 3,3 ± 0,5 km / s datând din 1979 [43] . Având în vedere măsurarea razei, Hatzes și Cochran (1993) deduc că perioada de rotație a Aldebaran este între 600 și 1.400 de zile [6] . Astfel de perioade lungi de rotație nu sunt deloc neobișnuite într-o stea gigantică, deoarece, prin legea conservării impulsului unghiular , pe măsură ce raza stelei crește, viteza de rotație scade și, prin urmare, pierde viteza unghiulară la ieșirea din secvența principală. O măsurătoare ulterioară, care datează din 2008, a dat o valoare de 4,3 km / s, nu prea departe de cea măsurată de Hatzes & Cochran (1993) [7] .

Comparație între dimensiunile Aldebaran (ultima din figura 4) și cele ale altor stele și planete .

Există, totuși, alte metode de încercare a calculării perioadei de rotație. De exemplu, este posibil să se exploateze neregulile suprafeței stelei (de exemplu, pete sau facule ): perioada dintre apariția lor și următoarea coincide cu cea de rotație. Hatzes & Cochran (1993) [44] au identificat o oscilație periodică de 643 zile în viteza radială Aldebaran. Există trei cauze posibile ale acestor fluctuații:

  1. Prezența unui însoțitor substelar . Pentru a produce oscilațiile observate, masa acestui însoțitor ipotetic trebuie să fie egală cu 11,4 ori cea a lui Jupiter . [45] Mai mult, trebuie să aibă o separare de steaua centrală a 2 unități astronomice și o orbită excentrică medie. Deoarece oscilații similare au fost identificate la Arthur și Pollux , această ipoteză are defectul prezicerii prezenței planetelor cu mase similare și orbite similare în jurul celor trei giganți în cauză, ceea ce nu pare probabil.
  2. Prezența pulsațiilor. S-ar părea că prezența pulsațiilor radiale poate fi exclusă, deoarece acestea ar trebui să fie egale cu 10% din raza stelară pentru a fi compatibile cu variațiile detectate ale vitezei radiale. Astfel de pulsații importante ar trebui să aibă un răspuns fotometric, deoarece ar implica o variație a temperaturii suprafeței și, prin urmare, a luminozității stelei. Cu toate acestea, chiar dacă Aldebaran ar fi ușor variabil, așa cum par să sugereze unele studii, nu ar fi suficient să confirmăm prezența unor astfel de variații masive. Prin urmare, rămâne ipoteza că pulsațiile non-radiale sunt prezente.
  3. Prezența petelor, faculelor sau a altor nereguli de suprafață. Dacă această ipoteză ar fi corectă, Aldebaran ar avea o perioadă de rotație de 643 de zile, pe deplin compatibilă cu datele derivate din măsurarea vitezei de rotație.

A treia ipoteză, care părea a fi cea mai promițătoare, nu a găsit inițial confirmarea într-un studiu ulterior: Hatzes și Cochran (1998) au studiat profilul liniilor Aldebaran , concluzionând că variabilitatea nu se poate datora unor nereguli de suprafață, care ar trebui să provoace o deformare. a liniilor care în realitate nu se produce. În teren există, prin urmare, două explicații posibile ale oscilațiilor observate: fie prezența unui însoțitor substelar, fie prezența pulsațiilor neradiale, destul de frecvente la stelele gigantice [46] . Într-un nou studiu din 2008 , Hatzes reafirmă că cea mai probabilă cauză a variației vitezei radiale a lui Aldebaran este prezența unui însoțitor planetar: de fapt, din variațiile lățimii liniei Hα de hidrogen , el deduce că perioada de rotație a stelei este 892 de zile și, prin urmare, variația de 643 de zile nu se poate datora rotației stelare; în plus, din variațiile fotometrice detectate de telescopul MOST el deduce că Aldebaran pulsează cu o perioadă de 5,8 zile și că, prin urmare, perioada de 643 zile nu poate fi cauzată de pulsații stelare. Ipoteza unui însoțitor substelar cu o masă minimă de 9,5 M J a rămas, așadar, pe teren [47] . În 2015, Hatzes și colab. confirmați că variațiile vitezei radiale apar din cauza prezenței unei planete uriașe, ipoteză susținută ulterior de Farr și colab. în 2018 [4] [48] .

Metalicitate

Aldebaran, steaua portocaliu strălucitor în fotografie, apare înconjurat de unele dintre stelele aparținând hiade cluster - ului . De fapt, Aldebaran este suprapus peste stelele grupului, care sunt mult mai departe decât noi.

Măsurătorile de metalicitate Aldebaran raportate de site-ul web SIMBAD variază de la la [1] . Această notație este definită ca logaritmul cantității de fier (Fe) față de hidrogen (H), scăzut de logaritmul metalicității Soarelui: astfel, dacă metalicitatea stelei luate în considerare este egală cu cea a soare, rezultatul va fi egal cu zero. Rezultă că măsurătorile raportate estimează că metalicitatea Aldebaran este între 45% și 100% din cea solară. Media măsurătorilor este de , care este echivalent cu o abundență de metale care corespunde cu 69% din cea a soarelui. Una dintre măsurătorile făcute cu instrumente mai actualizate este cea a lui Massarotti și colab. (2008) [7] , care raportează o valoare de -0,34. Dacă acest lucru ar fi corect, Aldebaran ar fi o stea relativ săracă în metal.

Variabilitate

ConformCatalogului general al stelelor variabile, Aldebaran ar fi o stea cu variabilitate redusă ; în special, ar fi o variabilă neregulată lentă de tipul LB , care oscilează cu 0,2 magnitudini aparente , de la magnitudinea 0,75 la magnitudinea 0,95 [49] . Cu toate acestea, Krisciunas (1992) raportează o serie de observații astrometrice ale stelei, făcute între 1987 și 1992 , din care se pare că Aldebaran a variat cu doar 0,028 magnitudini. O astfel de variație mică este compatibilă cu incertitudinea de măsurare a instrumentului și, prin urmare, cu faptul că Aldebaran nu este deloc o stea variabilă [50] .

Cromosfera și vântul stelar

O altă comparație de mărime. Deasupra, cele mai mari două stele sunt Rigel , în stânga și Aldebaran, în dreapta. În centru, cele mai mici trei stele sunt în ordinea mărimii Bellatrix , Algol B și Soarele.

Stelele uriașe pot fi împărțite în două clase mari pe baza clasei lor spectrale. Stelele anterioare clasei K1-2 se caracterizează prin vânturi stelare relativ rapide (150 km / s sau mai mult) și prin prezența unei coroane în care plasma atinge temperaturi foarte ridicate. În schimb, stelele ulterioare clasei K1-2 sunt caracterizate de vânturi stelare relativ lente (mai puțin de 30 km / s), absența unei coroane și atmosfere relativ reci (<10.000 K) [51] [52] . Avendo classe spettrale K5, Aldebaran appartiene alla seconda di queste sottoclassi: essa quindi è una stella gigante non coronale, caratterizzata da un vento stellare relativamente lento (27–30 km/s), che produce una perdita di massa da parte dell'astro nell'ordine di 1 - 1,6 × 10 −11 M ☉ all'anno (circa 600 volte la perdita di massa del Sole in un anno dovuta al vento solare ) [53] .

Tuttavia alcune osservazioni compiute mediante lo spettrografo del telescopio spaziale Hubble hanno rilevato la presenza di ioni di C IV e Mg II, che compaiono solo ad alte temperature. Inoltre l'emissione di radiazione ultravioletta dalla cromosfera della stella si è rivelata maggiore di quanto non ci si aspettasse. Tutto ciò implica la presenza nell' atmosfera di Aldebaran di plasma molto caldo. Vista l'assenza di una corona, questo dato non era atteso [54] . È stata avanzata l'ipotesi che il meccanismo che produce l'innalzamento di temperatura di regioni di gas della cromosfera sia solo in parte collegato con quello che produce il vento stellare: l'energia che scalda la cromosfera e produce il vento stellare viene fatta risalire a onde presenti nel gas, causate da pulsazioni e/o moti convettivi della sottostante fotosfera . Tuttavia le onde ad alta frequenza si spengono nella cromosfera riscaldandola mentre quelle a bassa frequenza vi passano attraverso e accelerano il vento stellare [55] .

Poiché la presenza di plasma molto caldo nella cromosfera non sembra essere una peculiarità di Aldebaran, ma una caratteristica comune alle giganti non coronali, ciò suggerisce che la distinzione fra giganti coronali e non coronali sia meno netta di quanto non si sia pensato inizialmente. Si è avanzata l'ipotesi che, piuttosto che una distinzione ben definita, esista un continuum fra le giganti coronali e quelle non coronali [52] .

Pianeta

La notizia di un probabile esopianeta attorno ad Aldebaran fu inizialmente suggerita per la prima volta nel 1993 da Hatzes e Cochran, [56] quando misurazioni della velocità radiale di Aldebaran, Arturo e Polluce mostrarono una variazione a lungo periodo, che poteva essere causata dalla presenza di un compagno substellare. Le misure effettuate su Aldebaran implicavano un compagno con una massa minima di 11,4 volte quella di Giove in un'orbita con periodo di 643 giorni a una distanza media di 2 UA . Tuttavia, tutte e tre le stelle esaminate mostravano oscillazioni simili, e gli autori dello studio conclusero che le variazioni erano probabilmente causate da caratteristiche intrinseche della stella piuttosto che dovuta all'effetto gravitazionale di un compagno. Nel 2015 uno studio dello stesso Hatzes ha mostrato prove della presenza sia di un compagno planetario che di un'attività stellare propria della stella, [57] come confermato anche nel 2018 da Farr et al. [4] [58]

Sotto, un prospetto del sistema di Aldebaran:

Pianeta Tipo Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità
b Gigante gassoso 5,8 ± 0,7 M J [4] 629 giorni 1,46 ± 0,27 UA 0,1

Compagne ottiche

Cinque deboli stelle appaiono abbastanza vicine al campo visivo di Aldebaran per considerarle un'associazione di binarie ottiche. A queste stelle è stata data una designazione di stella secondaria ordinata alfabeticamente, all'incirca nell'ordine della scoperta, con la lettera A riservata alla primaria. Le caratteristiche principali di queste doppie ottiche sono riportate nella tabella [59] .

Stella
α Tauri		 Ascensione
retta		 Declinazione Magnitudine
apparente		 Distanza
(anni luce)		 Moto proprio
(mas/anno)		 Tipo
spettrale		 Magnitudine
assoluta		 Altre denominazioni Riferimenti
A 04 h 35 m 55,239 s +16° 30′ 33,49″ 0,98 66 RA: 63,45 ± 0,84
Dec.: −188,94 ± 0,65		 K5III −2,04 Aldebaran ,
GJ 171.1 A,
ADS 3321 A,
BD +16°629A		 [1]
B 04 h 35 m 57,0 s +16° 30′ 22″ 13,6 RA: 64 ± 25
Dec.: -191 ± 25		 M2V 11,98 GJ 171,1 B [60]
C 04 h 36 m 00 s +16° 32,5′ : 10,83 ADS 3321 C [61] [62]
D 04 h 35 m 59,8 s +16° 32′ 27″ 11,8 ADS 3321 D [61] [63]
E 04 h 35 m 53,8 s +16° 31′ 08″ BD +16°629E [64]
F 04 h 36 m 10,4 s +16° 28′ 20″ 13,6 BD +16°629F [65]

Alcune osservazioni hanno indicato che Alpha Tauri B potrebbe avere all'incirca lo stesso moto proprio e la stessa parallasse di Aldebaran e costituire così una binaria fisica. Misure precise sono tuttavia abbastanza difficili perché la debole componente B si trova troppo vicina alla brillante compagna. Il margine di errore è perciò troppo elevato per confermare (o escludere) la relazione fisica tra le due stelle e questo vale anche per le altre secondarie, per nessuna delle quali è stato possibile confermare univocamente l'associazione fisica [66] . La componente B è una debole nana rossa di tipo M2, che, se fosse legata gravitazionalmente ad Aldebaran, sarebbe posta a molte centinaia di unità astronomiche dalla principale. Data la sua classe spettrale, dovrebbe avere una massa di 0,15 M ☉ , un raggio di 0,36 R ☉ e una luminosità di 0,0014 L ☉ [21] .

Alpha Tauri CD è quasi sicuramente un sistema binario con le due componenti C e D legate gravitazionalmente tra loro e orbitanti una intorno all'altra. Le due stelle si trovano però molto più lontano di Aldebaran e fanno parte dell'ammasso delle Iadi, che non interagisce in alcun modo con Aldebaran [61] [67] .

Etimologia e significato culturale

I nomi di Aldebaran e il loro significato

Aldebaran (in basso a destra) e le Pleiadi (in alto a sinistra).

Il nome della stella deriva dall' arabo الدبران ‎ , al-Dabarān , che significa "l'inseguitore", in riferimento al fatto che essa sorge dopo le Pleiadi e quindi sembra inseguirle. Inizialmente il nome era stato attribuito all'intero ammasso delle Iadi, sicché Aldebaran veniva chiamata Nā᾽ir al Dabarān , "la brillante degli Inseguitori", ma poi il suo uso fu ristretto alla sola stella [68] .

Le popolazioni indigene dell' Arabia chiamavano Aldebaran Al Fanīḳ , "il cammello stallone", o Al Fatīḳ , "il cammello grasso", o anche Al Muḥdij , "la cammella", essendo invece le Iadi "i piccoli cammelli". Altri nomi erano Tāli al Najm e Hādī al Najm , che significano "stella dominatrice", probabilmente anche in questo caso in riferimento alle Pleiadi [68] .

Per gli astronomi indù Aldebaran era Rohinī , che significa "cervo rosso", in riferimento al suo colore arancione. Essa marcava uno dei 27 nakshatra in cui era divisa la volta celeste nell'antica India [68] .

A causa della precessione degli equinozi , fra il 4000 aC e il 1700 aC il Sole si trovava nella costellazione del Toro durante l' equinozio di primavera, che segnava l'inizio dell'anno. Per questo Aldebaran rivestiva una importanza particolare per le popolazioni mesopotamiche . In Persia 5000 anni fa era chiamata Taschter , che significa "lo Spirito creatore", che causava piogge e il diluvio, o Sataves , che significa "la guida delle stelle occidentali". Per la stessa ragione, presso gli ebrei , era Āleph , l'occhio divino, la prima lettera dell'alfabeto. Nell'astronomia babilonese era chiamata, Ku , I-ku o I‑ku‑u , "la stella guida di tutte le stelle", e, più anticamente, presso gli accadici era chiamata Dil‑Gan , "la messaggera della luce" [68] .

Presso gli antichi romani Aldebaran era chiamata Parilicium , insieme al gruppo delle Iadi, in riferimento ai Parilia , un'antichissima festa pastorale della religione romana che si celebrava il 21 aprile in onore del numen Pale , a volte descritto come semplice genio, a volte come divinità femminile. Aldebaran veniva associata a questa festa in quanto verso la fine di aprile Aldebaran tramonta al crepuscolo [68] .

Nella cultura

Illustrazione della costellazione del Toro che carica Orione . Aldebaran è posta in corrispondenza di uno dei suoi occhi.

Molti dei significati culturali che Aldebaran ha assunto sono da essa condivisi con la costellazione a cui appartiene e con l'ammasso delle Iadi. Probabilmente quella del Toro è una delle costellazioni più antiche, dato che, come si è detto, marcava l'equinozio primaverile. Il Toro è stato identificato nella mitologia greca con quello in cui Zeus si trasformò per rapire Europa . Inoltre viene immaginato caricare nel cielo il gigante Orione : Aldebaran, dato il suo colore arancio, viene identificata con l'occhio iniettato di sangue del toro sbuffante, lanciato alla carica [69] .

Le Iadi erano ninfe dei boschi, delle fonti e delle paludi, e, difatti, il loro nome significa "piovose". Erano immaginate piangere la morte del loro fratello Ia, e le loro lacrime erano identificate con la pioggia. Questa associazione di Aldebaran e delle altre Iadi con la pioggia deriva forse dal fatto che in Grecia le stagioni più piovose sono quella primaverile, quando le Iadi tramontano al crepuscolo, e quella autunnale, quando le Iadi sorgono al crepuscolo [69] .

Nell'antica Persia, Aldebaran era una quelle quattro stelle regali guardiane del cielo, che sovraintendevano alle altre stelle, le altre tre essendo Fomalhaut , Regolo e Antares . Aldebaran era la sentinella delle stelle dell'est, Fomalhaut di quelle del nord, Regolo di quelle del sud e Antares di quelle dell'ovest. Probabilmente, questo riferimento culturale trova origine nel fatto che fra il 3000 e il 2000 aC queste quattro stelle marcavano i due solstizi ei due equinozi e quindi dividevano il cielo in quattro parti. Le quattro stelle furono poi identificate con i quattro arcangeli : Aldebaran con Michele , Fomalhaut con Gabriele , Regolo con Raffaele e Antares con Uriel . Altre associazioni sono quelle con i quattro cavalieri dell'Apocalisse o con i cavalli che trainavano i carri citati nel libro di Zaccaria . [16]

I polinesiani di Manuae , Isole Cook , raccontano che le Pleiadi erano inizialmente una sola stella, di gran lunga la più brillante del cielo. Si vantava della propria bellezza e ciò indispettì il dio Tana, che, per punire la stella, chiese l'aiuto di Mere ( Sirio ) e Aumea (Aldebaran). Mere lanciò Aumea contro di essa così violentemente che la frantumò in sei pezzi generando le Pleiadi. Tana fu contento del risultato, così come Mere, che diventò così la stella più brillante del cielo, e Aumea, che non vedeva più la sua luce oscurata dalla brillante vicina [69] .

Astrologicamente, Aldebaran porta onori, intelligenza, eloquenza, decisione, coraggio, ferocia, pubblici onori, ricchezze, potere e posizioni di responsabilità, ma si crede che questi benefici non siano durevoli e che siano spesso associati a una tendenza alla violenza [16] .

Citazioni nella fiction

  • Aldebaran è il sistema stellare in cui è ambientato il Gioco di ruolo Online Aldebar. [70]
  • Aldebaran è uno dei demoni citati dal Libro di Enoch .
  • Aldebaran è il titolo di una canzone e il nome di un album dei New Trolls .
  • Aldebaran è una canzone di Enya .
  • Aldebaran è il cavaliere d'oro del Toro ne I Cavalieri dello zodiaco .
  • Aldebaran è una città di Ragnarok Online .
  • Aldebaran è il nome di uno dei quattro cavalli bianchi che tirano la quadriga nella celebre corsa del kolossal Ben-Hur .
  • Aldebaran è un fucile in Final Fantasy XII , dove i fucili hanno tutti nomi di stelle.
  • Aldebaran è citata da Paolo Conte , nel brano "Orchestrina" dell'album Nelson .
  • Aldebaran è il nome dato ad un Gastrea di livello 4 nel manga Black Bullet .

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p V* alf Tau -- Variable Star , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 16 dicembre 2009 .
  2. ^ a b c F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction , in Astronomy and Astrophysics , vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664, DOI : 10.1051/0004-6361:20078357 . URL consultato il 10 marzo 2012 .
  3. ^ a b c d Richichi & Roccatagliata , 2005.
  4. ^ a b c d e f g Will M. Farr et al., Aldebaran b's temperate past uncovered in planet search data ( PDF ), febbraio 2018.
  5. ^ McWilliam , p. 1091 , 1990.
  6. ^ a b c Hatzes & Cochran , p. 345 , 1993.
  7. ^ a b c A. Massarotti et al., Rotational and radial velocities for a sample of 761 Hipparcos giants and the role of binarity , in The Astronomical Journal , vol. 135, n. 1, 2008, pp. 209-231, DOI : 10.1088/0004-6256/135/1/209 . URL consultato il 19 marzo 2012 .
  8. ^ Media delle misurazioni della temperatura superficiale di Aldebaran riportate dal sito SIMBAD .
  9. ^ a b c d e f Piau , p. 5 , 2011.
  10. ^ Media delle misurazioni della metallicità di Aldebaran riportate dal sito SIMBAD .
  11. ^ Luciano Canepari , Aldebaran , in Il DiPI – Dizionario di pronuncia italiana , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .
  12. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Aldebaran" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  13. ^ L' ammasso aperto più vicino alla Terra .
  14. ^ David E. Falkner, The Winter Constellations , in The Mythology of the Night Sky , Patrick Moore's Practical Astronomy Series, 2011, p. 19, DOI : 10.1007/978-1-4614-0137-7_3 , ISBN 978-1-4614-0136-0 .
  15. ^ a b James B. Kaler, Aldebaran , su Stars , 22 maggio 2009. URL consultato il 20 dicembre 2009 .
  16. ^ a b c Aldebaran , su Constellations of Words . URL consultato l'8 aprile 2012 .
  17. ^ Una declinazione di 16°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 74°; il che equivale a dire che a nord del 74°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 74°S l'oggetto non sorge mai
  18. ^ Schaaf , pp. 198-199 , 2008.
  19. ^ NM White, Lunar occultation of the Hyades and diameters of Alpha Tauri and Theta-1 Tauri , in The Astronomical Journal , vol. 84, 1979, pp. 872-876, DOI : 10.1086/112489 . URL consultato il 1º marzo 2012 .
  20. ^ Schaaf , p. 199 , 2008.
  21. ^ a b c d e Aldebaran 2 , su solstation.com . URL consultato il 21 marzo 2012 .
  22. ^ GJ 3284 -- Star in Cluster , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 21 marzo 2012 .
  23. ^ GJ 3335 -- Flare Star , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 21 marzo 2012 .
  24. ^ LTT 11292 -- High proper-motion Star , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 21 marzo 2012 .
  25. ^ a b Schaaf , p. 203 , 2008.
  26. ^ Southern Stars Systems SkyChart III , Saratoga, California 95070, United States of America.
  27. ^ Schaaf , p. 207 , 2008.
  28. ^ Richichi & Percheron , 2002.
  29. ^ Evans et al , 1980.
  30. ^ Ridgway et al , 1982.
  31. ^ White & Kreidl , 1984.
  32. ^ Richichi & Roccatagliata , pp. 309-10 , 2005.
  33. ^ Richichi & Roccatagliata , p. 308 , 2005.
  34. ^ Dato il raggio angolare α di una stella e la sua distanza D, allora il suo raggio è dato dall'equazione: .
  35. ^ JT Bonnell, RA Bell, Further Determinations of the Gravities of Cool Giant Stars Using MGI and MGH Features , in Montly Notices of the Royal Astronomic Society , vol. 264, 1993, pp. 334-44, DOI : 10.1093/mnras/264.2.334 . URL consultato il 29 marzo 2012 .
  36. ^ a b Robinson , p. 398 , 1998.
  37. ^ Hatzes & Cochran , p. 344 , 1993.
  38. ^ Harris & Lambert , 1984.
  39. ^ El Eid , p. 916 , 1994.
  40. ^ El Eid , 1994.
  41. ^ McWilliam , 1990.
  42. ^ N. Kovacs, Model-atmosphere analysis of high-dispersion spectra of four red giants and supergiants , in Astronomy and Astrophysics , vol. 120, n. 1, 1983, pp. 21-35. URL consultato il 1º aprile 2012 .
  43. ^ MA Smith, JF Dominy, The dependence of macroturbulence on luminosity in early K-type stars , in Astrophysical Journal , vol. 231, 1979, pp. 477-490, DOI : 10.1086/157209 . URL consultato il 19 marzo 2012 .
  44. ^ Hatzes & Cochran , 1993.
  45. ^ Si deve trattare quindi di un pianeta gigante gassoso .
  46. ^ Hatzes & Cochran , 1998
  47. ^ Hatzes , 2008
  48. ^ Planet Aldebaran b , su exoplanet.eu , Enciclopedia dei Pianeti Extrasolari . URL consultato il 9 marzo 2013 (archiviato dall' url originale il 13 settembre 2014) .
  49. ^ Query= alf Tau , su General Catalogue of Variable Stars , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 27 marzo 2012 .
  50. ^ Krisciunas , 1992.
  51. ^ Robinson , p. 396 , 1998.
  52. ^ a b McMurry , p. 37 , 1999.
  53. ^ Wood , p. 947 , 2007.
  54. ^ K. Carpenter et al., GHRS Spectra of alpha Tau , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 26, 1994, p. 1380. URL consultato il 4 aprile 2012 .
  55. ^ Robinson , p. 413 , 1998.
  56. ^ AP Hatzes et al., Long-period radial velocity variations in three K giants ( PDF ), in Astrophysical Journal , vol. 413, n. 1, 1993, pp. 339-348.
  57. ^ AP Hatzes, Long-lived, long-period radial velocity variations in Aldebaran: A planetary companion and stellar activity ( PDF ), 15 maggio 2015, p. 18, Bibcode : 2015yCat..35800031H , DOI : 10.1051/0004-6361/201425519 , arXiv : 1505.03454 .
  58. ^ Planet Aldebaran b , in Enciclopedia dei pianeti extrasolari . URL consultato il 27 maggio 2018 (archiviato dall' url originale il 13 settembre 2014) .
  59. ^ VizieR Detailed Page CCDM===04359+1631 , su VizieR , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  60. ^ GJ 171.1 B -- Star in double system , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2011 .
  61. ^ a b c RF Griffin, Alpha Tauri CD - A well-known Hyades binary , in Astronomical Society of the Pacific , vol. 97, 1985, pp. 858-859, DOI : 10.1086/131616 . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  62. ^ ADS 3321 C -- Star in double system , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  63. ^ ADS 3321 D -- Star in double system , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  64. ^ BD+16 629E -- Star in double system , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  65. ^ BD+16 629F -- Star in double system , su SIMBAD , Centre de Données astronomiques de Strasbourg . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  66. ^ A. Poveda, MA Herrera, C. Allen, G. Cordero, C. Lavalley, Statistical studies of visual double and multiple stars. II. A catalogue of nearby wide binary and multiple systems , in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica , vol. 28, n. 1, 1994, pp. 43-89. URL consultato il 1º aprile 2012 .
  67. ^ KM Cudworth, Alpha-Tauri - another Hyades Binary , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 97, 1985, p. 348, DOI : 10.1086/131543 . URL consultato il 1º aprile 2012 .
  68. ^ a b c d e Allen , 1899.
  69. ^ a b c Schaaf , pp. 200-202 , 2008.
  70. ^ Aldebar , su gdr-online.com . URL consultato il 7 aprile 2012 .

Bibliografia

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

  • Aldebaran , su solstation.com , Solstation. URL consultato il 9 aprile 2012 .
Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Aldebaran&oldid=121876509 "