Altair

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - Dacă sunteți în căutarea altor semnificații, consultați Altair (dezambiguizare) .
Altair
Altair.jpg
Imagine de stea. NASA
Clasificare Secvența principală stea albă
Clasa spectrală A7 V [1]
Tipul variabilei Delta Scuti [2]
Perioada de variabilitate 1,52 ore [2]
Distanța de la Soare 16,73 ani lumină [3]
Constelaţie Vultur
Coordonatele
(pe vremea aceea J2000)
Ascensiunea dreaptă 19 h 50 m 46,99 s [1]
Declinaţie + 8 ° 52 ′ 05,95 ″ [1]
Lat. galactic -08.9092 ° [1]
Lung. galactic 47,7441 ° [1]
Date fizice
Raza medie ecuatorial: 2,029 ± 0,007 [4] R ☉
polar: 1,634 ± 0,011 [4] R ⊙
Zdrobitor 1,24 [4]
Masa
1,75 ± 0,1 [5] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață 4,13 log g [6]
Perioada de rotație 8,64 ore [4]
Viteza de rotație 285 km / s [4]
Temperatura
superficial		 6.860 ± 150 K [4] (min)
7.750 K [6] (medie)
8.450 ± 140 K [4] (max)
T. a coroanei 2,5 milioane K [7]
Luminozitate
10,64 ± 0,27 [8] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) +0,22 [1]
Metalicitate [Fe / H] = −0,34 [9]
Vârsta estimată 1,2 - 1,4 miliarde de ani [9]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. +0,77 [1]
Magnitudine abs. +2,18 [2]
Parallax 194,97 ± 0,86 mase [1]
Motocicletă proprie AR : 536,82 mase / an
Decembrie : 385,54 mase / an [1]
Viteza radială −26,1 ± 0,9 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Altair, Atair, α Aql , 53 Aql , HD 187642, HR 7557, BD + 08 ° 4236, GCTP 4665.00, GJ 768, LHS 3490, HIP 97649.
Editați datele pe Wikidata · Manual

coordonate : Carta celeste 19 h 50 m 46,99 s , + 08 ° 52 ′ 05,95 ″

Altair ( IPA : / alˈtair / [10] [11] ; α Aql / α Aquilae / Alfa Aquilae ) este o stea albă de secvență principală cu magnitudine +0,77, situată la o distanță de aproximativ 17 ani lumină de Pământ , în constelația Aquila . Este cea mai strălucitoare stea din constelație și a douăsprezecea cea mai strălucitoare stea din cerul nopții ; este, de asemenea, unul dintre cele mai apropiate de Pământ . Este, de asemenea, unul dintre vârfurile Triunghiului de vară , celelalte două fiind Vega și Deneb [12] . Apropierea sa de ecuatorul ceresc îl face observabil din toate regiunile populate ale Pământului .

Altair se remarcă prin rotația foarte rapidă asupra sa: măsurând lățimea liniilor sale spectrale , s-a constatat că finalizează o rotație completă pe sine în doar 8 ore și jumătate. Pentru comparație, Soarele durează aproximativ 25 de zile pentru a se roti asupra sa. Această viteză de rotație zdrobește steaua la poli, făcându-l un sferoid oblat . Altair este, de asemenea, o variabilă Delta Scuti .

Observare

Harta constelației Aquila , în care poziția Altairului este apreciabilă.

Altairul poate fi identificat în partea de nord-est a constelației Aquila, lângă Calea Lactee de Nord, aici ascunsă în centrul său de Riftul Vulturului . Magnitudinea sa aparentă de +0,77 îl face ușor de distins în centrul unui trio de stele format, pe lângă Altair, de Alshain și Tarazed . Cele trei stele sunt aproape aliniate pentru a forma o linie înclinată lungă de 4 ° 46 ", la care se termină Tarazed și Alshain; Tarazed este la 2 ° 40 "de la Altair și acesta din urmă la 2 ° 42" de la Alshain [13] . Altair este cea mai strălucitoare stea dintre cele trei, având o magnitudine aparentă Tarazed +2,72 și Alshain +3,71. Asterismul este sugerat de culorile celor trei stele, deoarece Altair este alb, Tarazed portocaliu-auriu și Alshain galben deschis [14] .

Altairul formează, împreună cu Vega și Deneb, unul dintre cele trei vârfuri ale Triunghiului de vară. Distanța sa unghiulară de Vega este de 34 °, cea de la Deneb este de 38 °, în timp ce Vega și Deneb sunt la 24 ° unul față de celălalt [14] . Prin urmare, Altairul reprezintă vârful sudic al unui triunghi aproape isoscel , a cărui bază este linia care leagă Deneb de Vega.

Declinația Altairului este de + 8 ° 52 '; prin urmare, deși este o stea în emisfera nordică , este suficient de aproape de ecuatorul ceresc pentru a fi vizibilă din toate regiunile populate ale Pământului. Este invizibil doar în regiunile cele mai interioare ale continentului antarctic . Pe de altă parte, o astfel de poziție face ca Altairul să fie circumpolar numai în regiunile apropiate de polul nord [15] . Altairul este observabil din ambele emisfere în lunile dintre iunie și noiembrie și culminează la prima septembrie [16] .

Altair este o stea foarte autopropulsată . Se mișcă pe sfera cerească 655 mase în fiecare an [17] . Aceasta înseamnă că parcurge aproape un grad de arc la fiecare 5000 de ani [18] .

Mediul galactic

Soarele așa cum este văzut de Altair într-o simulare Celestia . Aparent aproape de Sirius și Procyon , ar părea de magnitudine +3,38
Harta stelelor pe o rază de 20 de ani lumină de la Soare. Apreciem poziția Altairului față de Soare, planul galactic și centrul galactic

Strălucirea aparentă a lui Altair se datorează nu atât strălucirii sale intrinseci, cât faptului că este o stea relativ apropiată. De fapt, paralaxa masurata prin Hipparcos satelitul este egal cu 194.95 mas [1] ; aceasta plasează Altair la o distanță de 16,73 ani lumină de Pământ [19] . Este, printre stelele vizibile cu ochiul liber, a zecea în ordinea distanței [20] . Fiind relativ aproape de Soare , Altair împarte același mediu galactic. Coordonatele sale galactice sunt 47,74 ° și -8,90 °. O longitudine galactică de aproximativ 47 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Altair, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de 47 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic ; aceasta implică faptul că Altairul este puțin mai aproape de centrul galactic decât Soarele. O latitudine galactică de aproximativ -8,90 ° înseamnă că Altair este chiar la sud de planul pe care sunt situate Soarele și centrul galactic.

Cea mai apropiată stea de Altair este Gliese 752 , o stea binară compusă din două stele de secvență principală roșie slabă, clasa M2.5 V și respectiv M8 V [21] . Cuplul se află la 3,7 ani lumină de Altair [21] . Având în vedere slăbiciunea sa, Gliese 752 nu este doar invizibil cu ochiul liber de pe Pământ (are o magnitudine aparentă +17,3 [22] ), dar ar fi, de asemenea, invizibil pentru un observator ipotetic din Altair. La 7,8 ani lumină de Altair există o altă stea binară, 70 Ophiuchi , compusă din două stele portocalii de secvență principală din clasa K0 V și K5 V [21] . Acest sistem este vizibil de pe Pământ (are o magnitudine aparentă +4,03 [23] ) și ar fi și așa pentru un observator ipotetic pe Altair. La 9,1 ani lumină este HIP 103039 [21] , o stea roșie din clasa M4 [24] , în timp ce la 9,8 ani lumină este 61 Cygni , o altă stea binară compusă din două stele portocalii de secvență principală [21] .

Vega , care se află la mai puțin de 15 ani lumină de Altair, ar fi cea mai strălucitoare stea din cerul unei ipotetice planete care orbitează Altair; de magnitudine -1,14 ar depăși cu mult Canopus , în timp ce Sirius , la 25 de ani lumină distanță, ar avea o magnitudine „numai” de +0,83 [25] .

Caracteristici

Clasificare și stare evolutivă

Altairul este clasificat ca stea clasa A7 V [1] . Aceasta înseamnă că Altair este o stea albă de secvență principală cu o temperatură medie a suprafeței de 7.550 K [6] , cu aproximativ 2.000 K mai mare decât Soarele. Cu toate acestea, Altair a fost adesea clasificat ca stea de clasă A7 IV-V [26] . Dacă acest lucru este corect, Altair este o stea care își încheie ciclul de viață în secvența principală și se află chiar deasupra ei [8] , la baza benzii de instabilitate , o zonă a diagramei HR care intersectează secvența principală în regiunea dintre stelele din clasa A și clasa F (1-2 M ☉ ) și se întinde aproape vertical spre cele mai strălucitoare stele. Prin urmare, Altair se pregătește să devină o stea subgigantă și s-a angajat pe calea care îl va conduce să devină un gigant în câteva milioane de ani.

Masă și luminozitate

Fără însoțitori dovediți, este dificil să se calculeze cu exactitate masa Altairului. Cu toate acestea, numeroase studii estimează că este între 1,7 și 1,8 M ☉ . Aceste ipoteze despre masa stelei derivă din poziția sa în diagrama HR. De exemplu, Suárez și colegii (2005) raportează o valoare de 1,75 ± 0,1 M ☉ [5] , Peterson și colegii (2006) estimează o masă de 1,791 M ☉ [8] , în timp ce RECONS raportează o valoare de 1,71 M ☉ [27] ] .

Luminozitatea absolută a Altairului poate fi estimată din distanța și magnitudinea sa aparentă, precum și din temperatura suprafeței sale, ceea ce ne permite să evaluăm câtă radiație este emisă în ultraviolet . Suárez și colegii (2005) estimează luminozitatea absolută a stelei la 9,63 ± 0,10 L ☉ [5] ; valoarea raportată de Peterson și colegii (2006) este ușor mai mare: 10,64 ± 0,27 L ☉ [8] ; Arhiva Exoplaneta NASA calculează o valoare de 9,84 ± 0,10 L ☉ [28] . Folosind relația masă-luminozitate și presupunând o masă de 1,75 M ☉ , constatăm că Altair ar trebui să aibă o luminozitate de 9,37 L ☉ [29] . Altair, compatibil cu starea sa evolutivă, are, prin urmare, probabil o luminozitate puțin mai mare decât s-ar fi așteptat dacă ar fi o stea de secvență principală.

Gravitația și metalicitatea suprafeței

Altair

Se estimează că gravitația de suprafață a lui Altair are o valoare apropiată de log g = 4. Claret și colegii (1995) presupun o valoare de log g = 4 [30] , la fel ca Ohishi și colegii (2004) [31] , în timp ce Erspamer & North (2003) calculați o valoare a jurnalului g = 4,13 [6] . Deoarece gravitația de suprafață a Pământului este log g = 2,99, aceasta înseamnă că gravitația de suprafață a stelei este de aproximativ 10 ori mai mare decât cea a planetei noastre.

Metalicitate de Altair, adică prezența unor elemente chimice mai grele decât heliul , este mai mică decât cea a Soarelui Cu toate acestea, valoarea exactă este incertă și estimările raportate de savanți variază foarte mult. Zakhozhaj & Shaparenko (1996) [32] și Erspamer & North (2003) [6] propun [Fe / H] = -0,24. Dacă această valoare ar fi corectă, Altair ar avea 57% din abundența metalelor prezente în Soare. Cu toate acestea, Buzasi și colegii (2004) raportează [Fe / H] = -0,15 (70% din metalicitatea solară) [2] , în timp ce Domiciano de Souza (2005) [Fe / H] = −0,34 (45% din metalicitatea solară) [9] .

Cunoscând strălucirea absolută, temperatura suprafeței, metalicitatea și gravitația suprafeței Altairului, este posibil să se facă ipoteze despre vârsta stelei. Lachaume și colegii (1999) au calculat o vârstă de 1,23 miliarde de ani [33] , în timp ce Domiciano de Souza (2005) o vârstă cuprinsă între 1,2 și 1,4 miliarde de ani [9] .

Variabilitate

Pe baza observațiilor făcute de telescopul spațial WIRE în 1999, Altair a fost recunoscut ca o stea variabilă δ Scuti [2] [34] . Acestea sunt stele subgigante sau secvență principală cu clasa între A2 și F0 care își schimbă luminozitatea cu magnitudini mai mici de 0,3 cu perioade mai mici de 0,3 zile [2] . Curba luminii Altair poate fi interpretată ca suma mai multor unde sinusoidale cu perioade cuprinse între 0,8 și 1,5 ore care corespund la cât mai multe moduri de oscilație ale stelei [2] . În special, modul fundamental are o perioadă de 1,52 ore și o amplitudine de 420 ppm . Corespunde probabil unei pulsații radiale a stelei [2] .

O singură stea

Altair este probabil o singură stea. Până în prezent nu au fost observați nici însoțitori [35] , atât stelari, cât și substelari ( pitici bruni ) și nici planete [21] [36] . Mai mult, prezența prafului în jurul stelei nu a fost detectată până acum [36] .

Viteza de rotație și strivire la poli

Cea mai bine studiată caracteristică a Altairului este viteza mare de rotație , care produce o aplatizare marcată a stelei la poli.

Istoria observațiilor

Diametrul unghiular al Altairului a fost măsurat cu tehnici interferometrice de R. Hanbury Brown și colaboratorii de la Observatorul Narrabri în anii 1960 . Au constatat că diametrul său era de 3 milarcosecunde [37] . Deși datele au indicat că Altair a fost ciupit la poli, acestea au fost insuficiente pentru a măsura cu exactitate ciupitul acestuia. Zdrobirea Altair a fost ulterior observată în frecvențele infraroșii folosind interferometrul Palomar Testbed în 1999 și 2000 . Relatarea acestor observații este conținută într-o lucrare din 2001 publicată de GT van Belle și colaboratori. [38]

Teoria prezice că, datorită formei sale sferoide oblate , gravitația suprafeței Altairului și temperatura efectivă sunt mai mici la ecuator decât la poli. Distanța suprafeței de centru, unde se produce energia stelei, este de fapt mai mare la ecuator decât la poli. Acest fenomen, cunoscut sub denumirea de atenuare gravitațională sau efect von Zeipel , a fost confirmat de observațiile făcute folosind interferometrul optic Navy Prototype (NPOI) în 2001 de Ohishi și colegii (2004) [31] și Peterson și colegii (2006) [8] . Domiciano de Souza și colegii (2005) au putut, de asemenea, să observe obscuritatea gravitațională a lui Altair folosind instrumentul VINCI al telescopului foarte mare (VLT) [9] .

Altair este, de asemenea, una dintre puținele stele din care avem o imagine non-punct [39] . În 2006 și 2007 JD Monnier și colegii săi au obținut o imagine Altair folosind instrumentul MIRC al interferometrului CHARA Array situat la Observatorul Mount Wilson . A fost prima dată când o stea de secvență principală, alta decât Soarele, a fost rezolvată [39] . Imaginea color falsă a fost publicată în 2007 și este prezentată opus: cele mai strălucitoare regiuni sunt reprezentate în alb, cele mai puțin strălucitoare în albastru. În imagine nordul (direcția către polul ceresc nord ) este sus, în timp ce estul este pe stânga; linia albă reprezintă axa de rotație a stelei, în timp ce grila neagră arată latitudinea și longitudinea unui sistem de coordonate centrat pe Altair. Întunecarea gravitațională este clar vizibilă de la pata albă de lângă pol și de culoarea albastră a ecuatorului, ceea ce indică o temperatură mai scăzută [4] .

Raza, viteza de rotație, înclinarea

Comparație între dimensiunile Altairului (stânga jos) și Soarele.

Dacă, în linii mari, oamenii de știință sunt de acord cu privire la forma și distribuția temperaturilor de suprafață Altair, există un acord mai mic cu privire la valorile precise ale razei , viteza de rotație și „ înclinația axei de rotație a stelei în comparație cu vizualul nostru. Această ultimă valoare în special, deși este dificil de obținut, este decisivă: forma elipsoidală a 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 în mod univoc: în special, până nu cunoaștem înclinația axei de rotație, nu vom avea o idee precisă a zdrobirii sale reale.

În ceea ce privește dimensiunea discului eliptic care apare de pe Pământ, Van Belle și colegii (2001) au măsurat o axă majoră de 3,461 ± 0,038 mase și o axă minoră de 3,037 ± 0,069 mase [38] ; Ohishi și colegii (2004), care iau în considerare diferențele de luminozitate dintre diferitele părți ale discului stelei, cauzate de temperatura de suprafață neuniformă, au obținut o axă majoră de 3,77 mase și o axă minoră de 3,29 mase [31] ; Domiciano de Souza și colegii (2005) au obținut valori similare: 3,83 ± 0,06 mase și 3,29 mase [9] ; în cele din urmă, Peterson și colegii (2006) au obținut valori de 3,598 ± 0,017 mase, respectiv 3,056 ± 0,047 mase [8] . Discul are un unghi de poziție de -61,8 ° ± 0,8 ° față de polul ceresc nordic [4] .

Având în vedere dimensiunea discului eliptic, dacă este cunoscută și înclinația axei de rotație a stelei față de vederea noastră, este posibil să se obțină măsurarea razei polare și ecuatoriale a stelei exprimată în mas; cunoscând distanța stelei de noi, este posibil apoi să exprimăm raza polară și ecuatorială în raze solare . În special, dacă înclinația axei față de vederea noastră este de 90 °, adică dacă axa minoră a elipsei coincide cu axa de rotație a stelei, atunci axa minoră a elipsei ar coincide cu diametrul polar și axa majoră cu diametrul ecuatorial al stelei; dar dacă axa de înclinare este mai mică de 90 °, atunci aplatizarea Altairului la poli este mai mare decât ceea ce apare din forma vizibilă a discului și este mai mare cu cât valoarea înclinației este mai aproape de 0 ° (adică cu cât este mai mare steaua întoarce spre noi unul dintre polii săi).

Din păcate, unele dintre estimările lui Altair privind înclinarea axei de rotație (Van Belle și colab. (2001) și Ohishi și colab. (2004)) sunt afectate de erori, cum ar fi schimbul involuntar de coordonate [4] . Celelalte rezultate arată doar un acord parțial: Reiners și Royer (2004) [40] estimează că unghiul de înclinare este mai mare de 68 °. Dacă da, viteza de rotație a stelei este mai mică de 245 km / s, 54% din viteza critică, dincolo de care steaua s-ar distruge singură. Domiciano de Souza și colegii (2005) estimează în schimb un unghi de înclinare mult mai mic: 55 ° ± 8 °; acest lucru se traduce printr-o estimare mai mare a vitezei de rotație: 277 km / s, 77% din viteza critică. Mai mult, cercetătorii estimează o rază ecuatorială de 2,117 ± 0,035 R ☉ și o rază polară de 1,818 R ☉ ; în consecință, raportul dintre raza ecuatorială și raza polară este de 1,164, adică steaua are o rază ecuatorială care este cu 16,4% mai mare decât raza polară [9] . În modelul lui Peterson și colab. (2006) Altair are o înclinație de 63,9 °; aceasta se traduce printr-o viteză de rotație la ecuator de 273 km / s, 72% din viteza critică; estimează că raza ecuatorială este egală cu 1,988 ± 0,009 R ☉ și cea polară este 1,636 ± 0,022 R ☉ , cu un raport între cele două de 1,21. În cele din urmă, Monnier și colegii (2007), care au folosit interferometrul cu cea mai mare rezoluție (0,64 mase), au estimat o înclinație a axei de rotație de 57,2 ° ± 1,9 °, o viteză de rotație la ecuator de 285 km / s (92% a celei critice), o rază ecuatorială de 2,029 ± 0,007 R ☉ și o rază polară de 1,634 ± 0,011 R ☉ ; în consecință, zdrobirea este de 1,24 [4] . Dacă aceste date sunt corecte, Altair finalizează o rotație asupra sa în doar 8,64 ore.

Distribuția temperaturii și gravitației suprafeței

Structura internă a unor stele în raport cu masa lor; curbele reprezintă zona convectivă , liniile întrerupte zona radiativă . Altair ar fi de așteptat să aibă o zonă de suprafață radiativă.

Fiind Altair un sferoid oblat, diferitele puncte de pe suprafața sa au distanțe diferite de centrul stelei. În consecință, are temperaturi și gravitații diferite în funcție de latitudine . În modelul lui Domiciano de Souza și colegii (2005), temperatura la poli este de 8.500 K, în timp ce la ecuator temperatura este de aproximativ 6.500 K [9] . Peterson și colegii (2006) estimează în schimb o temperatură polară de 8.740 ± 140 K și o temperatură ecuatorială de 6.890 ± 60 K. Mai mult, în modelul lor, gravitația la poli este de 4.266 ± 0.012 log g , în timp ce la ecuator este de 3.851 ± 0,035 log g [8] . În cele din urmă, Monnier și colegii (2007) fac ipoteza unei temperaturi polare de 8.450 ± 140 K și o temperatură ecuatorială de 6.860 ± 150 K [4] .

Stelele cu masa egală sau mai mare de 1,8 M ☉ transportă energia de la nucleu la suprafață prin radiație [41] . Stelele mai puțin masive și mai puțin fierbinți la suprafață, pe de altă parte, au un strat de suprafață convectiv care este mai gros cu atât steaua este mai puțin masivă. Dacă Altair ar fi sferic, straturile sale de suprafață ar fi suficient de fierbinți pentru a fi radiative . Cu toate acestea, temperatura inegală a suprafeței lui Altair, datorită aplatizării sale polare, înseamnă că regiunile sale ecuatoriale nu sunt suficient de fierbinți pentru a transporta energia prin radiații. Prin urmare, Altairul are poli radiativi și o zonă ecuatorială convectivă . Aceasta are consecința că, contrar a ceea ce s-ar aștepta de la o stea din masa Altairului, are o coroană .

Emisiile de coroane și raze X

Prezența unei coroane stelare depinde de mecanismul prin care steaua transportă energie: doar stelele care au o suprafață convectivă au o coroană, în timp ce aceasta este absentă în stelele care au un mecanism de suprafață pentru transportul energiei radiative. Că Altair avea o coroană și o cromosferă este cunoscut încă din anii 1990 [42] [43] . Acest lucru a pus o problemă pentru teoriile care încearcă să modeleze structura stelară, deoarece stelele din masa lui Altair ar trebui să fie suficient de fierbinți la suprafață pentru a fi radiative în acea zonă. Cu toate acestea, descoperirea aplatizării polare a Altairului a rezolvat problema: temperatura din zona ecuatorială este suficient de scăzută pentru ca fenomenele convective să se declanșeze.

Coroana Altairului a fost studiată folosind telescopul spațial XMM-Newton pentru raze X [7] . După cum se poate aștepta, structurile coronare sunt prezente în principal în zonele ecuatoriale ale stelei și în cele cu latitudine mică. Sunt relativ slabe: emisia de raze X reprezintă doar o douăzeci și cinci de milionimi din radiația totală a stelei, o valoare de 10.000 de ori mai mică decât cea găsită în stelele mai puțin masive. Probabil că acest lucru se datorează atât faptului că structurile coronare afectează doar o parte a stelei, cât și faptului că zonele de convecție de pe suprafața Altairului sunt foarte subțiri [7] . Structurile coronare au o temperatură cuprinsă între 1 și 4 milioane K, cu o medie de 2,5 milioane K [7] . Au o variabilitate de aproximativ 30%: o parte din această variabilitate se datorează unui ciclu de aproximativ 10 ore, poate legat de rotația stelei; o parte se datorează probabil restructurării coroanei în sine [7] . Nu s-au observat erupții semnificative sau modificări spectrale [7] .

Luminozitatea comparată în timp

Viteza radială a Altairului este de -26,1 ± 0,9 km / s [1] . Aceasta înseamnă că Altair se apropie mai mult de noi și, ca urmare, magnitudinea sa aparentă va crește în următorii milenii. În special, Altair va continua să se apropie de Pământ în următorii 140.000 de ani, la sfârșitul căruia steaua se va afla la puțin peste 9 ani lumină de noi și va străluci la o magnitudine aparentă de -0,53 [44] . În acel moment, Altair va începe să se îndepărteze de Pământ și strălucirea sa aparentă va începe să scadă [44] .

Creșterea luminozității pe care o va suferi Altair îl va face să fie a treia cea mai strălucitoare stea din cer în ultimii 140.000 de ani, după Sirius și Canopus . Sirius, de fapt, își va crește luminozitatea în următorii 50.000 de ani, când va atinge vârful -1.66; atunci luminozitatea sa va începe să scadă, cu toate acestea peste 140.000 de ani va fi în continuare cea mai strălucitoare stea din cer cu o magnitudine de -1,37 [44] . Canopus și-a atins strălucirea maximă aparentă acum 3,11 milioane de ani, când a strălucit la o magnitudine de -1,86 [45] . De atunci, Canopus și-a scăzut luminozitatea, dar foarte încet: are în prezent o magnitudine de -0,74, făcându-l a doua cea mai strălucitoare stea din cerul nopții și va fi încă peste 140.000 de ani, când va străluci la o magnitudine de - 0,57.

Alte stele, în prezent mai strălucitoare decât Altair, precum α Centauri , Arcturus și Procyon , vor fi toate în cel mai apropiat punct de Pământ în următorii 50.000: dintre 50.000 își vor reduce luminozitatea și vor fi depășite una după alta de Altair [ 44] . Vega , o altă stea în prezent mai strălucitoare decât Altair, va crește luminozitatea în următorii 290.000 de ani, când va atinge vârful la -0.81 [46] . Cu toate acestea, creșterea luminozității sale este mult mai lentă decât cea a Altairului, astfel încât Altair va depăși Vega în aproximativ 110.000 de ani [44] . Cu toate acestea, peste 140.000 de ani, când strălucirea Altairului începe să scadă, cea Vega va continua să crească, astfel încât Vega va depăși din nou Altairul în strălucire în câteva mii de ani [44] .

Tabelul de mai jos prezintă datele despre magnitudinile aparente ale stelelor examinate în grafic, cu o eșantionare de 25.000 de ani; bold indică cea mai strălucitoare stea din perioada indicată.

Luminozitatea unora dintre cele mai strălucitoare stele de peste 200.000 de ani.
Ani Sirius Canopus α Centauri Arturo Vega Raccoon Altair
−100.000 −0,66 −0,82 2.27 0,88 0,33 0,88 1,69
−75 000 −0,86 −0,80 1,84 0,58 0,24 0,73 1,49
−50 000 −1,06 −0,77 1.30 0,30 0,17 0,58 1,27
−25 000 −1.22 −0,75 0,63 0,08 0,08 0,46 1,03
0 −1,43 −0,72 −0,21 −0,02 0,00 0,37 0,78
25 000 −1,58 −0,69 −0,90 0,02 −0,08 0,33 0,49
50 000 −1,66 −0,67 −0,56 0,19 −0,16 0,32 0,22
75 000 −1,66 −0,65 0,30 0,45 −0,25 0,37 −0,06
100 000 −1,61 −0,62 1,05 0,74 −0,32 0,46 −0,31

Etimologie și cultură

Asterismul format din Altair, Tarazed și Alshain .

Numele Altair datează din Evul Mediu ; este o abreviere a arabei النسر الطائر , al-nasr al-ṭāʾir , care înseamnă „vulturul zburător”. Termenul Al Nesr Al Tair apare în catalogul lui Muḥammad al-Akhṣāṣī al-Muwaqqit ( arabă : محمد الاخصاصي الموقت ) și de fapt denotă asterism format din Altair, Tarazed și Alshain [47] . La rândul său, expresia arabă a derivat dintr-un nume babilonian sau sumerian , deoarece acesta din urmă a numit Altair steaua vulturului [48] . Uneori se folosește și ortografia Atair [16] .

În mediul chinezesc , asterismul format din Altair, Tarazed și Alshain este cunoscut sub numele de河鼓(Hé Gŭ), care înseamnă tamburul râului [16] . În consecință, Altair este numit河鼓 二(Hé Gŭ èr), ceea ce înseamnă a doua stea a tamburului de la râu , sau mai literal , tamburul râului II [49] . Cu toate acestea, alte nume牵牛星(Qiān Niú Xīng) sau牛郎星( Niú Láng Xīng) sunt mai des utilizate, adică steaua droverului [50] [51] . 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 [51] [52] . 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 [53] .

In India l'asterismo formato da Altair, Tarazed e Alshain è associato alla 22ª Nakshatra (settori in cui veniva divisa l' eclittica ), chiamata Çravana (l'orecchio) o Çrona (lo zoppo) o Açvattha (il sacro albero del fico). Il reggente dell'asterismo è il dio Visnù e le tre stelle rappresentano i tre passi compiuti dal dio nel cielo [16] .

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 Otjout che, ferito, aveva scavato un canale nell'Australia meridionale prima di diventare la costellazione del Delfino [54] .

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") [55] .

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 [56] .

Note

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Altair , su SIMBAD Astronomical Database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 10 dicembre 2011 .
  2. ^ a b c d e f g h DL Buzasi et al, Altair: The Brightest δ Scuti Star , in The Astrophysical Journal , vol. 619, n. 2, 2004, pp. 1072-1076, DOI : 10.1086/426704 . URL consultato il 21 dicembre 2011 .
  3. ^ Dalla parallasse.
  4. ^ a b c d e f g h i j k l JD Monnier et al, Imaging the Surface of Altair , in Science , vol. 317, n. 5836, 2007, pp. 342-345, DOI : 10.1126/science.1143205 . URL consultato il 24 dicembre 2011 .
  5. ^ a b c JC Suárez, H. Bruntt, D. Buzasi, Modelling of the fast rotating δ Scuti star Altair , in Astronomy and Astrophysics , vol. 438, n. 2, 2005, pp. 633-641, DOI : 10.1051/0004-6361:20042410 . URL consultato il 16 dicembre 2011 .
  6. ^ a b c d e D. Erspamer, P. North, Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 AF stars from ELODIE , in Astronomy and Astrophysics , vol. 398, 2003, pp. 1121-1135, DOI : 10.1051/0004-6361:20021711 . URL consultato il 16 dicembre 2011 .
  7. ^ a b c d e f J. Robrade, JHMM Schmitt, Altair - the hottest magnetically active star in X-rays , in Astronomy and Astrophysics , vol. 497, n. 2, 2009, pp. 511-520, DOI : 10.1051/0004-6361/200811348 . URL consultato il 31 dicembre 2011 .
  8. ^ a b c d e f g DM Peterson et al., Resolving the Effects of Rotation in Altair with Long-Baseline Interferometry , in The Astrophysical Journal , vol. 636, n. 2, 2006, pp. 1087-1097, DOI : 10.1086/497981 . URL consultato il 16 dicembre 2011 .
  9. ^ a b c d e f g h A. Domiciano de Souza, Gravitational-darkening of Altair from interferometry , in Astronomy and Astrophysics , vol. 442, n. 2, 2005, pp. 567-578, DOI : 10.1051/0004-6361:20042476 . URL consultato il 21 dicembre 2011 .
  10. ^ Luciano Canepari , Altair , in Il DiPI – Dizionario di pronuncia italiana , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .
  11. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Altair" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  12. ^ Summer Triangle , su The Encyclopedia of Science . URL consultato il 10 dicembre 2011 .
  13. ^ Schaaf , 191 .
  14. ^ a b Schaaf , 193 .
  15. ^ Una declinazione di 8°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 82°; il che equivale a dire che a nord dell'82°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud dell'82°S l'oggetto non sorge mai
  16. ^ a b c d Richard Hinckley Allen, Star-names and Their Meanings , New York, GE Stechert, 1899, pp. 59–60.
  17. ^ Il moto proprio di un astro è dato dalla relazione :
    mas/anno
    dove e sono, rispettivamente, le componenti del moto proprio in ascensione retta e declinazione e è la declinazione dell'astro. Per Altair i valori sono , e . Inserendo questi valori nella relazione si ottiene mas/anno.
  18. ^ Jim Kaler, Altair , su Stars . URL consultato il 14 dicembre 2011 .
  19. ^ Infatti, data la parallasse di 194,95 mas, la distanza dell'astro è 1/0,19495 parsec , cioè 5,13 parsec, corrispondenti a circa 16,73 anni luce
  20. ^ I primi nove sono α Centauri , Sirio , ε Eridani , Procione , 61 Cygni , ε Indi , τ Ceti , 40 Eridani e 70 Ophiuchi .
  21. ^ a b c d e f Altair , su solstation.com , Sol Company. URL consultato l'11 dicembre 2011 .
  22. ^ V* V1298 Aql -- Flare Star , su SIMBAD database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'11 dicembre 2011 .
  23. ^ V* V2391 Oph -- Spectroscopic binary , su SIMBAD database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'11 dicembre 2011 .
  24. ^ Entry Hip 103039 , su SIMBAD database , Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'11 dicembre 2011 .
  25. ^ Come verificato tramite il software di simulazione spaziale Celestia Archiviato il 16 ottobre 2013 in Internet Archive ..
  26. ^ Delle 31 misurazioni riportate dal database SIMBAD 19 riportano la classe IV-V
  27. ^ The One Hundred Nearest Star Systems , su recons.org , Research Consortium On Nearby Stars. URL consultato il 20 dicembre 2011 .
  28. ^ Overview di HIP 97649 [ collegamento interrotto ] , su exoplanetarchive.ipac.caltech.edu , NASA Exoplanet Archive. URL consultato il 20 dicembre 2011 .
  29. ^ Per le stelle di sequenza principale con massa compresa fra 0, 43 e 2 M ☉ , la relazione massa-luminosità è esprimibile mediante la seguente equazione: Di conseguenza, se Altair ha una massa di 1,75 M ☉ , la sua luminosità dovrebbe essere pari a (1,75) 4 L ☉ , cioè 9,37 L ☉ .
  30. ^ A. Claret, J. Diaz-Cordoves, A. Gimenez, Linear and non-linear limb-darkening coefficients for the photometric bands RIJH K. , in Astronomy and Astrophysics Supplement , vol. 114, 1995, pp. 247-252. URL consultato il 21 dicembre 2011 .
  31. ^ a b c N. Ohishi et al., Symmetric Surface Brightness Distribution of Altair Observed with the Navy Prototype Optical Interferometer , in The Astrophysical Journal , vol. 612, n. 1, 2004, pp. 463-471, DOI : 10.1086/422422 . URL consultato il 21 dicembre 2011 .
  32. ^ VA Zakhozhaj, EF Shaparenko, The catalogue of nearby stars metallicities , in Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel , vol. 12, 1996, pp. 20-29. URL consultato il 21 dicembre 2011 .
  33. ^ R. Lachaume et al, Age determinations of main-sequence stars: combining different methods , in Astronomy and Astrophysics , vol. 348, 1999, pp. 897-909, DOI : 10.1051/0004-6361:20042476 . URL consultato il 22 dicembre 2011 .
  34. ^ JC Suárez, H. Bruntt, D. Buzasi, Modelling of the fast rotating δ Scuti star Altair , in Astronomy and Astrophysics , vol. 438, n. 2, 225, pp. 633-641, DOI : 10.1051/0004-6361:20042410 . URL consultato il 23 dicembre 2011 .
  35. ^ G- Gatewood, JK de Jonge, MAP-based Trigonometric Parallaxes of ALTAIR and VEGA , in Astrophysical Journal , vol. 450, 1995, pp. 364-368, DOI : 10.1086/176146 . URL consultato il 23 dicembre 2011 .
  36. ^ a b MJ Kuchner, ME Brown, A Search for Exozodiacal Dust and Faint Companions near Sirius, Procyon, and Altair with the NICMOS Coronagraph , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 112, n. 772, 2000, pp. 827-832, DOI : 10.1086/316581 . URL consultato il 23 dicembre 2011 .
  37. ^ R. Hanbury Brown et al., The stellar interferometer at Narrabri Observatory-II. The angular diameters of 15 stars , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 137, 1967, pp. 393-417. URL consultato il 24 dicembre 2011 .
  38. ^ a b GT van Belle et al, Altair's Oblateness and Rotation Velocity from Long-Baseline Interferometry , in The Astrophysical Journal , vol. 559, n. 2, 2001, pp. 1155-1164, DOI : 10.1086/322340 . URL consultato il 24 dicembre 2011 .
  39. ^ a b Gazing up at the Man in the Star? , su nsf.gov , National Science Foundation, 31 maggio 2007. URL consultato il 24 dicembre 2011 .
  40. ^ A. Reiners, F. Royer, Altair's inclination from line profile analysis , in Astronomy and Astrophysics , vol. 428, 2004, pp. 199-204, DOI : 10.1051/0004-6361:20041315 . URL consultato il 28 dicembre 2011 .
  41. ^ Jerome James Brainerd, Main-Sequence Stars , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 febbraio 2005. URL consultato il 29 dicembre 2011 .
  42. ^ S. Catalano et al., The chromospheric Lyman-alpha emission of ALTAIR (A7IV - V) observed with the IUE , in Astronomy and Astrophysics , vol. 250, n. 2, 1991, pp. 573-579. URL consultato il 30 dicembre 2011 .
  43. ^ R. Ferrero et al., Chromospheric models for ALTAIR (A7 IV-V) , in The Astrophysical Journal , vol. 439, n. 2, 1995, pp. 1011-1020, DOI : 10.1086/175238 . URL consultato il 30 dicembre 2011 .
  44. ^ a b c d e f Southern Stars Systems SkyChart III , Saratoga, California 95070, United States of America.
  45. ^ Schaaf , 114 .
  46. ^ J. Tomkin, Once And Future Celestial Kings , in Sky and Telescope , vol. 95, n. 4, aprile 1998, pp. 59–63.
  47. ^ EB Knobel, Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 55, 1895, pp. 429-438. URL consultato il 2 gennaio 2012 .
  48. ^ Paul Kunitzsch, Tim Smart, A Dictionary of Modern Star Names , Cambridge, Massachusetts, Sky Publishing, 2006, pp. 17–18, ISBN 978-1-931559-44-7 .
  49. ^ ( ZH ) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表, su lcsd.gov.hk , Hong Kong Space Museum. URL consultato il 3 gennaio 2011 (archiviato dall' url originale il 25 ottobre 2008) .
  50. ^ William Frederick Mayers, The Chinese Reader's Manual , Shanghai, American Presbyterian Mission Press, 1874, pp. 97–98, 161.
  51. ^ a b Ju Brown, John Brown, China, Japan, Korea Culture and Customs: Culture and Customs , North Charleston, BookSurge LLC, 2006, p. 72, ISBN 978-1-4196-4893-9 .
  52. ^ Haiwang Yuan, Michael Ann Williams, Magic Lotus Lantern and Other Tales from the Han Chinese , Westport, Libraries Unlimited, 2006, pp. 105-107, ISBN 978-1-59158-294-6 .
  53. ^ Lafcadio Hearn, The Romance of the Milky Way , in The Atlantic Monthly , vol. 96, agosto 1905, pp. 238-250. URL consultato il 3 gennaio 2012 .
  54. ^ Mudrooroo Nyoongah, Aboriginal mythology : an AZ spanning the history of aboriginal mythology from the earliest legends to the present day , Londra, HarperCollins, 1994, ISBN 1-85538-306-3 .
  55. ^ Malcolm Ross, Andrew Pawley, Meredith Osmond, The Lexicon of Proto Oceanic: The Culture and Environment of Ancestral Oceanic Society: The Physical Environment, Volume 2 , Canberra, The Australian National University Press, 2007, p. 175. URL consultato il 4 gennaio 2012 .
  56. ^ Altair , su Constellations of Words . URL consultato il 4 gennaio 2012 .

Bibliografia

  • ( EN ) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288, ISBN 978-0-471-70410-2 .

Altri progetti

Collegamenti esterni

Stelle Portale Stelle : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Altair&oldid=119130703 "