Arturo (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Arturo
Vedeta Arturo.jpg
Arturo
Clasificare portocaliu uriaș
Clasa spectrală K1.5 IIIpe
Tipul variabilei variabilă suspectată
Perioada de variabilitate ~ 14 ani
Distanța de la Soare 36,7 ± 0,3 ani lumină (11,252 ± 0,092 buc)
Constelaţie Boote
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 14 h 15 m 39.67207 s [1]
Declinaţie + 19 ° 10 ′ 56,6730 ″ [1]
Lat. galactic + 69,1113 ° [1]
Lung. galactic 15,0501 ° [1]
Date fizice
Diametrul mediu 35,56 ± 2,08 milioane km
Raza medie 25,5 ± 1,5 R ⊙
Masa
1,08 [2] M ⊙
Accelerare de greutate la suprafață log g = 1,6 ± 0,15
Perioada de rotație 2,0 ± 0,2 ani
Viteza de rotație 1,76 ± 0,25 km / s
Temperatura
superficial		 4 300 ± 30K (medie)
Luminozitate
196 ± 21 L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 1.24
Metalicitate [Fe / H] = 25% - 39% din Soare
Vârsta estimată > 7,5 × 10 9 ani
Date observaționale
Aplicația Magnitude. −0,05 [1]
Magnitudine abs. −0,38
Parallax 88,23 ± 0,54 [1] max
Motocicletă proprie AR : -1093.39 [1] mas / an
Dec : −2000.06 [1] mas / an
Viteza radială −5,19 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Alramech, Abramech, α Boötis , 16 Boötis , HD 124897, HIP 69673, SAO 100944, HR 5340, BD + 19 ° 2777, CNS 541
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 14 h 15 m 39,67207 s , + 19 ° 10 ′ 56,673 ″

Arturo ( AFI : / arˈturo / [3] ; α Boo / α Bootis / Alfa Bootis ; în latină Arctūrus ) este cea mai strălucitoare stea din constelația Boote , a patra cea mai strălucitoare stea din cerul de noapte observabilă după Sirius , Canopus și α Centauri , în virtutea magnitudinii sale de -0,05, a treia dacă luăm în considerare individual cele două componente principale ale sistemului α Centauri. Este, după Sirius, cea mai strălucitoare stea dintre cele vizibile din latitudinile nordice, precum și cea mai strălucitoare stea din emisfera nordică cerească .

Este un gigant roșu , de tip spectral K1 III și are o luminozitate de 113 ori mai mare decât cea a Soarelui , dar, dacă luăm în considerare și cantitatea de radiație emisă în infraroșu , Arturo se dovedește a fi de aproximativ 200 de ori mai strălucitoare decât Soare, acest ne face cea mai strălucitoare stea la 50 de ani lumină de Soare.

Observare

Diagrama constelației Boote

Arturo este ușor de identificat datorită luminozității sale mari și a culorii sale portocalii caracteristice, foarte strălucitoare; poate fi urmărită prin extinderea curburii indicate de cârma Carului Mare spre sud. Extinzând aceeași linie în continuare, dincolo de Arturo, putem identifica Spica . Arturo corespunde și punctului cel mai sudic al unui asterism mare sub forma literei „Y”, ale cărui componente sunt, pe lângă această stea, ε Bootis , α Coronae Borealis și γ Bootis .

Arturo este o stea a emisferei nordice ; cu toate acestea, poziția sa la 19 ° nord de ecuatorul ceresc înseamnă că această stea este observabilă din toate regiunile locuite ale Pământului : în emisfera sudică , este de fapt invizibilă doar în cele mai sudice regiuni ale paralelei 71, adică numai în regiunile Antarctica . Pe de altă parte, această poziție îl face circumpolar doar în regiunile situate la nord de 71 ° N, adică mult dincolo de cercul polar arctic .

Această stea poate fi observată cu ușurință în lunile din februarie până în septembrie din emisfera nordică și, pentru o perioadă puțin mai scurtă, din cea sudică .

Mediul galactic și distanța

Conform observațiilor satelitului Hipparcos , Arturo se află la o distanță de 36,7 ani lumină (corespunzând la 11,3 parsec ), adică este o stea destul de apropiată; faptul că Arturo era foarte apropiat era de fapt deja cunoscut, datorită măsurătorilor de paralaxă efectuate de Pământ și datorită faptului că are și o mișcare adecvată remarcabilă, în direcția Fecioarei : Arturo se mișcă pe sfera cerească în fiecare an de 2,28 secunde , adică pare să călătorească aproximativ 1 ° la fiecare 2000 de ani; printre stelele de prima magnitudine, numai Alpha Centauri prezintă o mișcare corectă mai mare. Această auto-mișcare ridicată a fost remarcată pentru prima dată de Sir Edmond Halley în 1718 [4] .

Fiind relativ aproape de Soare, Arturo împarte același mediu galactic. Coordonatele sale galactice sunt 69,11 ° și 15,14 °. O longitudine galactică de aproximativ 15 ° înseamnă că linia ideală care unește Soarele și Arthur, dacă este proiectată pe planul galactic , formează un unghi de 15 ° cu linia ideală care unește Soarele cu centrul galactic . Aceasta înseamnă că Arcturus este puțin mai aproape de centrul galactic decât Soarele. O latitudine galactică de aproape 70 ° înseamnă, totuși, că distanța care separă Soarele de Arcturus este în mare parte datorită faptului că cele două stele sunt nu. aliniat pe același plan și că Arturo se află la nord de planul galactic.

Harta principalelor stele pe o rază de 50 de ani lumină de la Soare. Apreciem poziția lui Arturo față de Soare, planul galactic și centrul galactic

Cea mai apropiată stea de Arturo, la 3,3 ani lumină , este Mufrid [4] , o stea din clasa G0 IV [5] , care apare și vizual pe cer aproape (aproximativ 5 °) de Arturo. A doua cea mai apropiată stea de Arturo este HD 131511 , o stea principală portocalie [6] de magnitudine 6,01, care este la 5,8 ani lumină de Arturo [4] . Mufrid ar fi, de asemenea, de departe cea mai strălucitoare stea văzută de pe orice planetă care orbitează Arcturus: la acea distanță ar străluci cu o magnitudine de -2,60 [7] . Soarele ar fi abia perceptibil cu ochiul liber, deoarece ar fi de a cincea magnitudine și ar fi situat nu departe de cer de Sirius . Acesta din urmă, la 40 de ani lumină de Arturo ar fi o stea normală de a doua magnitudine, cu aceeași luminozitate ca HD 131511, a doua cea mai apropiată stea de Arturo și ușor mai strălucitoare decât o stea similară Soarelui, cum ar fi Beta Comae Berenices [7] , care este la doar 12 ani lumină de Arturo. [4]

Grupul lui Arturo

La începutul anilor 1970 , astronomul Olin J. Eggen a descoperit că Arturo împărtășea propria sa mișcare cu alte 53 de stele [8] . Aceste stele au, de asemenea, metalicități similare: valoarea medie a [Fe / H] a acestor stele este de fapt în jurul valorii de -0,6 (adică aproximativ 25% din abundența de fier din atmosfera Soarelui) [9] . Acest lucru sugerează că aceste stele fac parte dintr-o asociație stelară , a cărei vârstă este estimată la aproximativ 10 miliarde de ani [9] și care a fost numită Arcturus Stellar Current .

Vectorii mișcării lui Arturo în raport cu sistemul de repaus local sunt (U, V, W) = (−25, −116, −3) km / s [8] : aceasta înseamnă că, în ceea ce privește mișcarea medie a Prin material Lăptos în vecinătatea Soarelui, Arturo prezintă o mișcare îndepărtată de centrul galactic de 25 km / s, o mișcare inversă față de rotația galactică de 116 km / s și o mișcare către polul sud galactic de 3 km / s. Grupul lui Arturo are o mișcare medie pe planul UV de -102 km / s [9] . Un studiu al stelelor care prezintă o mișcare similară a permis identificarea altor componente care aparțin probabil curentului Arcturus: într-un articol din 2008 sunt listate ca posibile 134 stele aparținând curentului [9] .

Se crede că grupul Arcturus face parte din discul galactic gros , o regiune intermediară între discul galactic și halou galactic , caracterizată prin stele vechi care se pot afla cu mii de ani lumină deasupra sau sub planul galactic, spre deosebire de stelele din discul galactic, cum ar fi Soarele, care se află la cel mult o mie de ani lumină de disc [4] . Stelele din discul galactic tind să aibă adesea mișcări de sine ridicate (până la 120 km / s [10] ), cu treceri rapide pe orbite extrem de înclinate și excentrice în jurul centrului galactic. Fiind născuți acum multe miliarde de ani, când galaxia era mai puțin bogată în metale , acestea tind să fie sărace (până la 12% din abundența solară [10] ). Se crede că reprezintă aproximativ 4% din stelele care se află în vecinătatea Soarelui [4] .

Stelele halo galactic sunt chiar mai vechi decât cele ale discului gros (s-au format acum 10-13 miliarde de ani), tind să aibă orbite și mai înclinate și excentrice cu mișcări adecvate de până la 600 km / s. De asemenea, au o metalicitate mai mică de 10% -15% din cea a soarelui [10] .

Originea curentului Arturo nu este încă clară. Există trei ipoteze posibile:

  • Grupul s-a format acum aproximativ 10 miliarde de ani dintr-un singur nor de gaz. Această ipoteză are două defecte: în primul rând, într-un timp atât de lung, asocierea ar fi trebuit să se disperseze; în al doilea rând, deși metalicitatea stelelor grupului este mai mult sau mai puțin aceeași, compoziția lor chimică nu este uniformă [9] .
  • Grupul a făcut parte dintr-o galaxie satelit care ulterior a fuzionat cu Calea Lactee [11] . Totuși, împotriva acestei ipoteze joacă faptul că în micile galaxii satelit ale Căii Lactee stelele nu sunt doar mai sărace în fier decât stelele discului galactic, ci sunt și mai sărace în elemente cu Z ≤ 22 [12] . Dar Arturo este relativ bogat în elemente de acest tip. Cu toate acestea, rămâne ipoteza că curentul Arcturus a făcut inițial parte dintr-o galaxie mai mare, comparabilă cu Marele Nor Magellanic , care apoi s-a contopit cu galaxia noastră [9] .
  • Grupul a fost format din rezonanța creată de rotația barei Căii Lactee, care ar limita grupuri de stele în anumite zone [13] . Această ipoteză pare promițătoare, dar în prezent este dificil de verificat, având în vedere incertitudinea existentă asupra dimensiunii și vitezei de rotație a barei și asupra modurilor în care aceasta poate avea efecte asupra stelelor care orbitează în diferite regiuni ale galaxiei [9] .

Caracteristici principale

Clasificarea și temperatura suprafeței

Comparație între dimensiunile lui Arturo și cele ale altor stele și planete

Arturo este clasificat ca K1.5 IIIpe. Clasa spectrală K adună stelele de culoare portocalie, cu o temperatură a suprafeței mai mică decât cea a Soarelui. De fapt, pe baza măsurătorilor exacte raportate într-un studiu din 1993 , temperatura suprafeței Arturo este estimată a fi egală cu 4 300 ± 30 K [14] ; această dată poate fi comparată cu temperatura suprafeței Soarelui, care este de aproximativ 5 800 K. Arturo are deci o temperatură de suprafață sub cea solară de aproximativ 1 500 K. Această temperatură îi conferă lui Arturo culoarea sa portocalie caracteristică. Alte măsurători ale temperaturii lui Arturo dau rezultate ușor diferite, în intervalul cuprins între 4.060 K [15] și 4.460 K [16] . Cu toate acestea, cele mai acreditate valori variază cu câteva zeci de grade și sunt în jur de 4.300 K. De exemplu, un studiu mult citat datând din 1999 raportează valoarea 4.290 ± 30 K [17] , în timp ce alți trei ani raportează mai devreme 4 303 ± 47 K [18] .

Clasa MMK III , pe de altă parte, colectează stele uriașe , adică stele de masă medie sau mică având o stare evolutivă avansată.

În cele din urmă, literele p și e reprezintă semnificația specifică , respectiv emisia , indicând faptul că spectrul electromagnetic al luminii emise de stea este neobișnuit și plin de linii de emisie . În realitate, aceste caracteristici sunt comune tuturor giganților roșii , dar în Arturo sunt deosebit de marcate.

Raza și perioada de rotație

Comparație între dimensiunile Soarelui și Arthur

La fel ca toate stelele uriașe, Arturo are o dimensiune considerabilă. Astfel de dimensiuni și faptul că această stea este relativ aproape de noi permit măsurători interferometrice directe ale diametrului acesteia. În acest domeniu, Arturo a făcut obiectul unor studii deosebit de atente care au obținut rezultate în acord bun între ele și cu marje de eroare reduse. Un studiu din 1986 raportează diametrul unghiular al acestei stele ca 20,36 ± 0,20 mase [19] , în timp ce studiile ulterioare raportează valori ușor mai mari: un studiu din 1999 a dat ca rezultat 21,0 ± 0,2 mase [18] ; un alt studiu ulterior din 2003 raportează valoarea de 21,373 ± 0,247 mase [20] ; cu toate acestea, studiul realizat cu tehnici mai rafinate datează din 2008 [21] ; combină utilizarea instrumentelor deosebit de precise cu tehnici matematice elaborate pentru prelucrarea datelor: rezultatul obținut, după corecția datorată întunecării la margine , are un diametru unghiular de 21,05 ± 0,21 mase; la distanța calculată de Hipparcos, aceasta înseamnă că Arturo are o rază corespunzătoare 25,5 ± 1,5 R ⊙ (aproximativ 17,78 ± 1,04 milioane km). Dacă ar fi plasat în centrul sistemului solar, Arcturus ar ocupa aproximativ un sfert din orbita lui Mercur .

Viteza de rotație a stelelor gigant și supergigant este notoriu foarte dificil de calculat. De fapt, stelele de acest tip se combină cu o viteză de rotație redusă, macro-turbulențele suprafeței lor accentuate; prin urmare, este foarte dificil să se distingă mișcările gazului efectiv datorate rotației stelare de cele atribuite macro-turbulenței de suprafață. În orice caz, acuratețea studiilor la care a fost supus Arturo a permis să determine, deși cu o marjă mare de eroare, viteza de rotație la ecuator , care s-a dovedit a fi 1,5 ± 0,3 km. / S ÷ sin i [22 ] , unde i este înclinația axei de rotație față de planul de observare. Cu toate acestea, dacă valoarea lui i nu este determinată, aceste date nu sunt suficiente pentru a estima cu exactitate viteza și perioada de rotație a lui Arthur. Cu toate acestea, a fost posibil să se ajungă la acest rezultat printr-un alt mod: Arturo, ca și Soarele, are regiuni active magnetic pe suprafața sa; a fost posibil să se identifice una dintre aceste regiuni, care a apărut în 1991 , și să o urmeze; acest lucru a condus la estimarea perioadei de rotație a Arturo în 2,0 ± 0,2 ani [22] . Pe baza acestor date și a razei acestei stele, este de asemenea posibil să se estimeze viteza de rotație la ecuator, care se dovedește a fi 1,76 ± 0,25 km / s. Astfel de perioade lungi de rotație nu sunt deloc neobișnuite într-o stea gigantică, deoarece, prin legea conservării impulsului unghiular , prin creșterea razei stelei, viteza de rotație scade și, prin urmare, pierde viteza unghiulară la ieșirea din secvența principală . Cunoscând viteza de rotație la ecuator este de asemenea posibil să se calculeze înclinația (e) de Arturo în raport cu planul de opinia noastră: se dovedește a fi de 58 ° ± 25 ° [22] . Cu toate acestea, această dată, având o marjă mare de eroare, nu oferă multe informații, chiar dacă este posibil să se concluzioneze că i nu este nici egal cu 0 ° (adică Arturo nu întoarce un pol către noi), nici egal cu 90 ° (adică l axa de rotație a lui Arturo nu este perpendiculară asupra vederii noastre).

Luminozitate

Luminozitatea intrinsecă a lui Arturo în lungimile de undă vizibile poate fi dedusă din magnitudinea și distanța sa aparentă: această stea este de 113 ori mai strălucitoare decât Soarele [23] . Cu toate acestea, temperatura de suprafață relativ scăzută a lui Arturo înseamnă că, conform legii lui Wien , emite multă radiație în infraroșu, unde se găsește vârful radiației maxime emise de stea. Dacă se ia în considerare acest factor, atunci luminozitatea lui Arturo crește la 196 ± 21 L ⊙ [24] . Este cea mai strălucitoare stea la 50 de ani lumină de Soare [25] .

Masa, starea evolutivă, vârsta și destinul final

În timp ce pentru stelele secvenței principale există o relație bine stabilită între luminozitate și masă [26] , astfel încât luminozitatea absolută a stelei este cunoscută și masa poate fi obținută cu o marjă bună de precizie, lucrurile sunt destul de diferite pentru uriași și super-giganți. Luminozitatea stelelor de acest tip se schimbă mult în timp, în funcție de stadiul lor evolutiv, astfel încât, dacă nu se știe exact acest lucru, nu va fi posibil să se deducă masa din luminozitate.

Poziția lui Arthur și a altor stele în diagrama HR

Cu toate acestea, există o altă metodă pentru a încerca să calculăm masa acestor clase de stele: ea poate fi de fapt obținută prin cunoașterea razei și a accelerației gravitației 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 [27] .

Cu toate acestea, chiar și în acest caz, acuratețea cu care a fost studiat Arturo a permis să obțină rezultate cu marje de eroare relativ mici și în acord echitabil unul cu celălalt. La o temperatură de suprafață estimată de 4 330 K, log g, sau log de gravitate suprafața stelei, sa dovedit a fi 1,6 ± 0,15 [27] într - un 1993 studiu. Putem compara această valoare cu cea a Soarelui, care este 4,44: accelerația de pe suprafața Arcturului este mult mai mică decât cea a Soarelui datorită dimensiunii sale mult mai mari.

Pe baza acestei valori și a razei estimate, putem deduce că masa lui Arthur este egală cu 0,55-1,1 M ⊙ [27] . Prin urmare, această stea are o masă comparabilă cu cea a Soarelui și, prin urmare, ne permite să ne imaginăm aspectul pe care Soarele îl va avea în ultimele faze ale existenței sale. O altă măsurare a log g , efectuată și în 1993 , a dat rezultate comparabile: 1,5 ± 0,15 [14] ; dacă această valoare ar fi corectă, atunci masa lui Arthur ar fi 0,75 ± 0,2 M ☉ [28] , cu toate acestea, estimări mai recente ale masei lui Arthur pe baza compoziției chimice a stelei au ca rezultat o masă ușor mai mare decât cea a Soarelui: Ramirez și Prieto în 2011 estimează că este de 1,08 mase solare [2] , Reffert și colegii în 2015 la 1,12 [29] și Martig și colab. în 2016 din 0,97 M ⊙ [30] , deci am putea presupune că media lui Ramirez și Prieto din 2011, de 1,08 M ⊙ .

O stea de 1,1 mase solare rămâne în secvența principală timp de aproximativ 7,5 miliarde de ani [31] . Întrucât Arturo a abandonat deja secvența principală, aceasta este vârsta minimă a lui Arturo, dacă măsurătorile sale de masă sunt corecte. Estimările recente ale vârstei lui Arturo par, de asemenea, să fie în concordanță cu această ipoteză: Ramirez și Prieto indică că are o vechime de 7,1 miliarde de ani, totuși Martig și colab. ei estimează că ar fi de 8,6 miliarde de ani [30] , așa cum a făcut Soubiran în 2008, în timp ce Reffert și colegii săi depășesc 10 miliarde de ani [29] .

Structura unei stele uriașe ca Arturo

Arturo, ieșind din secvența principală, a încetat să mai contopească hidrogenul din interiorul nucleului său. Probabil, acesta topește deja heliul prezent în nucleul său în carbon prin procesul celor trei alfa [32] și în oxigen prin procesul alfa ; de asemenea, topește hidrogen în heliu în straturile imediat din spatele nucleului său. În câteva sute de milioane de ani, Arturo își va pierde o mare parte din masă printr-un vânt stelar intens care va trage în cele din urmă straturile de suprafață de hidrogen și heliu, amestecate cu cantități mai mici de carbon și oxigen, departe de nucleul său [4] . Îndepărtându-se de nucleu, acest anvelopă de gaz va forma o nebuloasă planetară , în timp ce nucleul însuși, care nu mai este suficient de susținut de reacțiile nucleare, se va prăbuși asupra sa din cauza forței de gravitație, formând o pitică albă de dimensiunea Pământului, inițial. având o temperatură foarte ridicată, dar care va scădea treptat din cauza schimburilor termice cu spațiul înconjurător. Cu toate acestea, răcirea piticilor albi este un proces extrem de lent datorită suprafeței mici a acestor stele, astfel încât Arthur va deveni un pitic negru numai în câteva zeci de miliarde de ani.

Alte caracteristici

Metalicitate

Probabil cel mai bun studiu privind metalicitatea și compoziția chimică a atmosferei lui Arturo rămâne în continuare Peterson 1993 [14] . Acest articol speculează că abundența fierului în atmosfera acestei stele în raport cu cea a Soarelui este . 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. O valoare logaritmică de -0,5 ± 0,1 este egală cu o abundență de fier egală cu 25 - 39% din cea a soarelui. Abundențele de carbon , crom și nichel au o valoare comparabilă, adică reprezintă aproximativ o treime din cea a soarelui. Cu toate acestea, alte elemente sunt relativ mai abundente: de exemplu, abundențele de oxigen , magneziu , aluminiu și siliciu sunt în jur de 80% din cea a soarelui; cele de azot , sodiu , calciu și titan în jur de 63%; cea a scandiumului în jur de jumătate din cea a Soarelui.

O compoziție chimică ca aceasta este tipică la stelele aparținând haloului galactic [33] . În special, se pare că toate stelele foarte sărace în fier au o abundență relativă mai mare de oxigen, magneziu, siliciu și calciu [33] . Am încercat să explicăm această configurație chimică prin ipoteza că metalele prezente în stelele populației II a halo sunt derivate din nucleosinteza care apare în supernele de tip II sau Ib . Configurația chimică a unei stele precum Soarele ar proveni în schimb din explozia supernovelor de tip Ia . Acestea din urmă, derivate din sistemele binare , necesită timpuri mult mai lungi pentru a se forma. Fiind Arthur cu câteva miliarde de ani mai vechi decât Soarele, a fost format din nebuloase abia îmbogățite de acest tip de supernove [14] .

O stea gigantică necoronală

Comparație între supergigantul roșu Antares , Soarele și Arturo. Cercul negru reprezintă magnitudinea orbitei lui Marte

Arturo este considerat arhetipul stelelor gigantice necoronale . Măsurătorile precise efectuate prin satelitul ROSAT ne-au permis să excludem că un flux de raze X mai mare de o zecime din mișcare emise de Soare pleacă de la Arturo [34] . Acest lucru ne conduce la excluderea prezenței unei coroane cu temperaturi mai mari de 100 000 K [34] (comparați aceste date cu cele ale coroanei solare care atinge o temperatură de 1-3 milioane K).

Deoarece se pare că toate stelele de masă medie-scăzută ale secvenței principale (clase spectrale de la F la M) au o coroană [35] , există două probleme:

  1. Ce cauzează pierderea coroanei în stele precum Arthur în tranziția de la secvența principală la etapa gigantului roșu ?
  2. De ce unii uriași au coroană, iar alții nu?

Probabil pentru a răspunde la prima întrebare este necesar să știți răspunsul la a doua. Se știe încă de la sfârșitul anilor șaptezeci că, în ceea ce privește stelele Populației I , există o linie de separare foarte precisă între giganții coronali și necoronali, plasată în jurul clasei spectrale K3. Subgiganții , giganții și giganții strălucitori din clasa K3 anterioară au o coroană, în timp ce cei din următoarele clase nu o au [35] [36] . Linia de despărțire pentru stelele Populației II pare să se fi mutat la ultimele subclase din clasa G sau la primele subclase din clasa K, atât de mult încât Arthur, deși este clasa K1.5, nu are o coroană.

Se pot da două interpretări ale liniei de separare între giganții coronali și necoronali: prima este că giganții galbeni din clasa F și G au o masă mai mare de (2-3 M ☉ ) decât cea din clasele K și M (care ar fi egal sau mai mic de 1 M ☉ ). Având primele, în timpul șederii lor în secvența principală, cu o viteză de rotație mare, ele păstrează un moment unghiular suficient pentru a angaja procesele care duc la formarea coroanei; acest lucru nu ar fi cazul celui de-al doilea tip de giganți care se rotesc prea încet în timpul fazei secvenței principale pentru a păstra un astfel de impuls unghiular [35] .

Conform unei alte ipoteze, absența coroanelor la giganții portocalii și roșii este determinată de raza lor mai mare și, prin urmare, de gravitația superficială mai mică. Acest lucru ar inhiba formarea buclelor magnetice care prind și excită gazul, determinându-le să emită raze X. La stelele de acest tip, energia mecanică care în alte cazuri favorizează apariția unei coroane ar fi disipată în vânturi stelare de intensitate mai mare decât cele care caracterizează giganții galbeni de tip F și G [37] .

În orice caz, pierderea coroanei la un gigant ca Arturo a fost probabil cauzată de creșterea volumului acesteia, care a dus la o scădere semnificativă a vitezei unghiulare și la o gravitate a suprafeței mult mai mică.

Variabilitate

Până la sfârșitul anilor 1980, se credea că giganții din clasa K sunt stabili. Cu toate acestea, observații mai exacte au arătat că, de fapt, acestea arată variabilitate pe perioada scurtă (ore sau zile) și / sau lungă (luni sau ani) [38] . Arturo nu a fost o excepție: mult timp considerată stabilă, variabilitatea sa a fost descoperită pe baza unor observații făcute la mijlocul anilor optzeci [39] [40] [41] . Acest corp ceresc oscilează de fapt între magnitudinile -0,13 și -0,03 [42] .

Arturo are variații atât pe termen scurt, cât și pe termen lung. Quelle sul breve periodo sono probabilmente dovute a onde di pressione simili a quelle che caratterizzano la sismologia del Sole [43] . Più onde si sovrappongono le une con le altre, il che rende più difficile la loro misurazione. In ogni caso i periodi di queste oscillazioni sono stati individuati con un margine di errore relativamente basso: essi sembrano compresi fra 11 giorni e poco più di tre ore [44] . Il periodo dominante sembra aggirarsi intorno ai 3 giorni: esso è stato calcolato essere 2,7 giorni in uno studio del 1990 [44] , 2,8 giorni in uno studio del 2003 [45] , 3,3 giorni in uno studio del 2007 [43] .

Rappresentazione artistica di Arturo dalla distanza di 1,5 UA

Invece trovare quale sia il periodo e la causa delle variazioni più lunghe si è rivelato molto difficile, sicché le ipotesi avanzate a loro riguardo sono molteplici. Due studi della fine degli anni ottanta riportano rispettivamente un periodo di 640 giorni o più [41] e un periodo di 1.842 giorni [39] . Le spiegazioni fornite da questi due studi per queste variazioni vanno dalla presenza di supergranuli sulla superficie di Arturo, all'ipotesi che esistano zone meno calde alternate a zone a temperatura più elevata, all'esistenza di una compagna in orbita intorno alla principale. Invece uno studio del 2008 riporta un periodo di 14 anni e cerca di spiegarlo mediante l'ipotesi di un ciclo magnetico simile a quello solare [46] . Nello stesso studio, oltre a questo periodo, ne sono stati trovati altri più brevi di 257, 207 e 115 giorni. Poiché questi periodi risultano essere approssimativamente un quarto del periodo di rotazione della stella su sé stessa, si è ipotizzato che essi siano causati da quattro regioni magneticamente attive della superficie della stella, simili alle macchie solari [46] . La variazione della lunghezza del periodo viene spiegata con la migrazione delle macchie a latitudini diverse durante il ciclo magnetico e con la rotazione differenziale della stella: migrando a latitudini differenti, le macchie ruotano a velocità angolari differenti e quindi mutano il periodo di rotazione [46] .

Presenza di molecole nell'atmosfera

Osservazioni compiute nella banda dell'infrarosso hanno permesso di rilevare la presenza di nubi di monossido di carbonio nell'atmosfera di Arturo [28] . Poiché le molecole possono formarsi solo a temperature relativamente basse, è necessario pensare che le nubi di CO siano presenti nell'alta atmosfera della stella. La presenza di tali nubi sembra essere comune nelle giganti delle ultime classi (K e M), nonché nelle supergiganti delle medesime classi [28] . Le temperature relativamente basse delle atmosfere di queste stelle e la bassa gravità superficiale ne favorirebbero la formazione. L'origine delle nubi è forse dovuta dall'attività cromosferica di queste stelle: i movimenti di gas presenti in questo strato fornirebbero materiale agli strati sovrastanti, dove esso, raffreddandosi, favorirebbe la formazione delle nubi.

I dintorni di Arturo: le due stelle luminose di colore azzurro che si osservano a destra di Arturo nella fotografia sono Mufrid e Tau Boötis , mentre la stella luminosa di colore arancione, sempre a destra di Arturo, è Upsilon Boötis

La presenza di molecole nell'atmosfera di Arturo è confermata dalla rilevazione di vapori di acqua [47] . Anche questa caratteristica sembra essere condivisa con le stelle giganti e supergiganti delle ultime classi: molecole di H 2 O sono state per esempio rilevate nelle atmosfere delle giganti di tipo M<ref="Tsuji_Warm_molecular"> T. Tsuji, K. Ohnaka, W. Aoki, I.Yamamura, Warm molecular envelope of M giants and Miras: a new molecule forming region unmasked by the ISO SWS. , in Astronomy and Astrophysics , vol. 320, 1997, pp. L1-L4. URL consultato il 20 ottobre 2010 . </ref> e in supergiganti rosse come Antares e Betelgeuse [48] . Tuttavia, secondo un'altra ipotesi, il rilevamento di acqua non sarebbe dovuto alla presenza di nubi nell'alta atmosfera, ma di singole molecole nell'alta fotosfera della stella [47] .

Arturo B?

Hipparcos ha suggerito che Arturo sia una stella binaria , con una compagna 3,33 ± 0,31 magnitudini più debole della primaria (cioè circa venti volte più debole), posta a una distanza di 255 ± 39 mas dalla principale, che corrispondono a circa 3 au . Si è ipotizzato che Arturo B potesse essere una stella subgigante o una stella di sequenza principale arancione, di classe spettrale K, molto simile a quella di Arturo A, e che questo ne avesse impedito il rilevamento in precedenza [49] . Tuttavia, in uno studio del 1999 , sulla base di una serie di osservazioni compiute mediante il telescopio del Monte Wilson , veniva escluso che Arturo avesse una compagna che fosse più luminosa di 1/60 della principale [50] .

Uno studio del 2005 ha però rilanciato l'ipotesi che Arturo sia una stella binaria [51] . Sulla base di osservazioni interferometriche nella banda del vicino infrarosso, gli autori hanno ipotizzato l'esistenza di una compagna 25-50 volte più debole della principale separata da essa di 212 mas. Poiché Arturo ha una luminosità complessiva di circa 200 L ☉ , Arturo B avrebbe una luminosità di 4-8 L ☉ . Questa luminosità è compatibile solo con l'ipotesi che Arturo B sia una stella subgigante con una massa di poco inferiore a quella di Arturo A e quindi a uno stadio evolutivo di poco precedente la principale. Ipotizzare una stella più massiccia non spiegherebbe la differenza di luminosità fra le due in quanto entrambe dovrebbero avere raggiunto lo stadio di giganti. Ipotizzare una stella meno massiccia, per esempio una stella di classe K appartenente alla sequenza principale, non spiegherebbe una luminosità di 4-8 L ☉ . In particolare gli autori di questo studio ipotizzano che Arturo B possa essere una stella di classe spettrale G4IV.

Tuttavia uno studio condotto nel 2008 ha nuovamente smentito l'ipotesi dell'esistenza di una compagna di Arturo [21] . Si tratta di uno studio autorevole, che merita di essere preso seriamente in considerazione. Esso esclude la presenza di un oggetto nelle vicinanze di Arturo che abbia una luminosità superiore a 1/1200 della principale. Poiché Arturo ha una luminosità di circa 200 L ☉ , se una compagna esiste, la sua luminosità è minore di 0,16 L ☉ . Gli autori dello studio non escludono comunque che intorno ad Arturo orbiti un pianeta avente una massa alcune volte quella di Giove .

L'ipotesi che intorno ad Arturo orbiti un pianeta di tipo gioviano era del resto stata avanzata precedentemente quale possibile spiegazione di alcune oscillazioni della velocità radiale rilevabili nello spettro di Arturo: in uno studio del 1989, per esempio, accanto ad altre ipotesi come l'esistenza di supergranuli sulla superficie della stella, veniva avanzata l'ipotesi dell'esistenza di un pianeta avente 1,5-7 masse gioviane che producesse le oscillazioni [41] . La possibilità dell'esistenza di un compagno simile, con una massa calcolata maggiore di 4,4 M J , è stata rilanciata in uno studio del 2007 [52] .

Luminosità apparente comparata nel tempo

Arturo si troverà nel punto di maggior vicinanza alla Terra fra circa 4000 anni. La sua luminosità apparente è quindi destinata ad aumentare, anche se di poco, per ancora quattro millenni, quando questa stella si troverà circa 0,1 anni luce più vicino a noi di quanto non si trovi adesso [53] . Successivamente, la luminosità apparente di Arturo comincerà a declinare in quanto la stella comincerà ad allontanarsi da noi. Entro poche migliaia di anni sarà superata in luminosità da Vega , che sta invece avvicinandosi alla Terra e sta quindi incrementando la propria luminosità. Fra poco più di 50 000 anni sarà superata anche da Altair , un'altra stella luminosa che si sta avvicinando a noi, e fra circa 70 000 anni anche da Procione che a quel tempo starà allontanandosi dalla Terra, ma non al ritmo in cui lo farà Arturo. Fra mezzo milione di anni Arturo non sarà più visibile a occhio nudo [4] . Tuttavia, secondo altre fonti, il decremento di luminosità di questo astro sarà meno rapido, tanto che a quel tempo Arturo sarà una stella di magnitudine 4 [53] .

La luminosità di alcune delle stelle più luminose nell'arco di 200 000 anni
Anni Sirio Canopo α Centauri Arturo Vega Procione 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

Etimologia e significato culturale

I nomi di Arturo e il loro significato

Il nome della stella deriva dal greco antico Ἀρκτοῦρος , Ἀρκτοῦρος il cui significato è "il guardiano dell'Orsa", [54] derivando da ἄρκτος ( árktos ), "orso" [55] + οὖρος ( oûros ), "guardiano" [56] . È un riferimento al suo essere la stella più luminosa del Boötes (il bovaro), e vicina alle due orse ( Ursa Major e Ursa Minor ).

In arabo è una delle due stelle chiamata al-simāk , che significa l'"elevata", l'altra essendo Spica. Arturo è in arabo السماك الرامح as-simāk ar-rāmiħ "l'elevata del lanciere". Questo nome è stato variamente latinizzato in passato, dando vita alle varianti ormai obsolete Aramec e Azimech . Il nome Alramih è usato nel Trattato sull'astrolabio di Geoffrey Chaucer del 1391. Un altro nome arabo è Haras al-samà (حارس السماء), "Guardiano dei Cieli". [57] [58] [59]

Nell' astronomia cinese , Arturo è chiamata Dah Jyaoo (大角, Grande Corno, Pinyin : Dàjiǎo), essendo la stella più luminosa della costellazione cinese del Corno (Jyaoo Shiuh) (角宿, Pinyin: Jiǎo Xiǔ). Con le successive mutazioni storiche venne a far parte della costellazione cinese Kangh Shiuh (亢宿, Pinyin: Kàng Xiǔ).

L'antica astronomia giapponese ha adottato il nome cinese Dah Jyaoo (大角, Tai Roku ), ma attualmente è più comune il nome occidentale di Arturo (アルクトゥルスArukuturusu ? ) .

Nell'astronomia Hindu corrisponde alla tredicesima nakṣatra (suddivisione del cielo), chiamata Svātī , che significa o "il grande camminatore", in riferimento forse alla sua lontananza dallo zodiaco , o " la perla", "la gemma", "il grano di corallo", in riferimento probabilmente alla sua luminosità. [58]

Nella cultura

Essendo una delle stelle più luminose del cielo notturno, Arturo ha attirato l'attenzione su di sé fin dai tempi più remoti. Questa stella è già citata dal poeta greco Esiodo [58] e per lungo tempo si è creduto che il libro di Giobbe facesse riferimento a essa al versetto 38,32 ("Fai tu spuntare a suo tempo la stella del mattino o puoi guidare l'Orsa insieme con i suoi figli?"), sebbene ora si creda invece che il versetto faccia riferimento alla costellazione dell'Orsa Maggiore [58] . Presso i greci ei romani si credeva che il sorgere e il tramontare di Arturo fosse associato a eventi infausti: in questo senso ne parla l' astronomo e poeta greco Arato di Soli , mentre Plinio il Vecchio la chiama terribile e Virgilio nelle Georgiche fa allusione ai suoi influssi negativi sull'agricoltura [58] .

Jacopo Amigoni (1675 - 1752), Zeus , sotto le sembianze di Artemide , seduce Callisto (ca. 1740-1750)

Nella mitologia greca , la stella Arturo (o, secondo altre versioni, tutta la costellazione Boote di cui fa parte) fu messa in cielo da Zeus per proteggere la vicina costellazione Callisto (Orsa Maggiore) dalla gelosia di Era. Callisto era la figlia di Licaone , re dell' Arcadia . Essa, ancora giovinetta, si votò alla dea Artemide : doveva rimanere vergine per servire e accompagnare la dea a caccia di animali nella foresta. Zeus tuttavia si innamorò di Callisto e la sedusse; dalla loro unione nacque Arcade. Zeus sapeva che se sua moglie Era fosse venuta a conoscenza del tradimento si sarebbe vendicata su Callisto; quindi per proteggerla la trasformò in un'orsa (in un'altra versione del mito è Era stessa a trasformare Callisto in orsa; in un'altra ancora è Artemide, una volta scoperto che Callisto era venuta meno al suo voto). Callisto, trasformata in orsa, vagò nella foresta alla ricerca del figlio, che trovò alcuni anni dopo, quando Arcade era ormai un uomo adulto. Ella cercò di abbracciare il figlio sollevandosi sulle gambe posteriori, ma Arcade non la riconobbe e pensò che l'orsa stesse per aggredirlo. Proprio quando Arcade stava per uccidere la propria madre-orsa, Zeus, commosso per ciò che stava per accadere, trasformò Callisto e Arcade in due costellazioni (Orsa Maggiore e Orsa Minore, oppure, secondo altre versioni, Orsa maggiore e Boote/Arcade). Venuta a conoscenza dell'accaduto, Era, furiosa, chiese a Oceano di non permettere che potessero mai bagnarsi nelle sue acque. In questo modo viene spiegata la declinazione molto settentrionale delle due costellazioni che le rende circumpolari in molte regioni dell'emisfero boreale.

I navigatori polinesiani preistorici chiamavano Arturo Hōkūleʻa , "Stella della Gioia". Nelle isole Hawaii , Arturo è allo zenit ; utilizzando Hōkūleʻa e altre stelle, i polinesiani partivano da Tahiti e dalle isole Marchesi con le loro canoe a doppio scafo. Essi viaggiavano a est ea nord attraversando l' equatore e raggiungevano la latitudine in cui Arturo appariva allo zenit nel cielo notturno estivo. In tal modo stabilivano di essere arrivati alla latitudine corretta. Quindi viravano verso ovest, sfruttando gli alisei . Se Hōkūleʻa era mantenuta direttamente sopra loro teste, essi approdavano sulle spiagge sudorientali dell' Isola di Hawaii . Per ritornare a Tahiti, i navigatori polinesiani usavano Sirio , perché in questa isola appare allo zenit [60] . Dal 1976 navigatori della Polynesian Voyaging Society Hōkūle'a hanno attraversato l' oceano Pacifico parecchie volte utilizzando le antiche tecniche di navigazione di questi popoli.

La tribù dei Koori del sud-est dell' Australia chiamava Arturo Marpean-kurrk . Quando raggiungeva il nord in primavera Arturo annunciava la comparsa delle larve di una specie di formiche di cui essi si cibavano, mentre la sua scomparsa all'inizio dell'estate determinata dalla posizione vicina al Sole annunciava la scomparsa delle larve. Arturo era anche nota come la madre di Djuit ( Antares ) e di un'altra stella in Boote, chiamata Weet-kurrk [61] .

Il poster dell'esposizione di Chicago del 1933

Presso i nativi americani nel nord America si riteneva che l'arco formato dalle stelle del Grande Carro fosse un orso inseguito da primavera fino all'autunno da una fila di cacciatori. Tali cacciatori sono identificabili con le stelle che formano la stanga del carro e con quelle che costituiscono la parte ovest della costellazione del Boote. Esse in particolare sono: Pettirosso ( Alioth ), Passero ( Mizar ), Corvo ( Alkaid ), Piccione ( Seginus nel Boote), Ghiandaia ( Izar ), Civetta (Arturo) e Civetta acadica ( Mufrid ). Sfinito dal lungo inseguimento, in autunno l'orso viene ferito dalle frecce dei cacciatori, barcolla nei pressi dell'orizzonte nord, dove il suo sangue schizza macchiando di rosso il petto di Pettirosso (Alioth) e cola imporporando la foresta (il fogliame rosso autunnale). Ma ogni anno l'orso scappa (i cacciatori identificati con le stelle del Boote tramontano), va in letargo, le sue ferite si rimarginano durante l'inverno e si risveglia di nuovo in primavera per essere nuovamente inseguito [62] .

La luce di Arturo fu utilizzata nella primavera 1933 per aprire la "Century of Progress Exposition", un' esposizione universale tenuta a Chicago per celebrare il centenario della città. La luce della stella fu concentrata da un telescopio su una cella fotoelettrica , la cui corrente elettrica servì per attivare un interruttore che accese i riflettori della esposizione. Fu scelta Arturo perché un'importante esposizione precedente si era tenuta a Chicago nel 1893 , 40 anni prima, e gli astronomi nel 1933 ritenevano che la luce impiegasse 40 anni per giungere da Arturo fino a noi (in realtà oggi sappiamo che Arturo si trova più vicino a noi, a poco meno di 37 anni luce) [63] .

Deve il nome a questa stella, e al suo significato di "guardiano", Regulus Arcturus Black , personaggio della saga di Harry Potter , di JK Rowling .

Note

  1. ^ a b c d e f g h i ARCTURUS -- Variable Star , su simbad.u-strasbg.fr . URL consultato il 13 gennaio 2014 .
  2. ^ a b I. Ramírez, C. Allende Prieto, Fundamental parameters and chemical composition of Arcturus , in The Astrophysical Journal , vol. 743, n. 2, novembre 2011.
  3. ^ Bruno Migliorini et al. ,Scheda sul lemma "Arturo" , in Dizionario d'ortografia e di pronunzia , Rai Eri, 2007, ISBN 978-88-397-1478-7 .
  4. ^ a b c d e f g h ( EN ) Arcturus , su solstation.com , Solstation.
  5. ^ Entry Eta Boo di SIMBAD , su simbad.u-strasbg.fr . URL consultato il 21 settembre 2010 .
  6. ^ Entry HD 131511 di SIMBAD , su simbad.u-strasbg.fr . URL consultato il 21 settembre 2010 .
  7. ^ a b Come verificato dal software di simulazione spaziale Celestia .
  8. ^ a b OJ Eggen, The Arcturus Group , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 83, 1971, pp. 271-285, DOI : 10.1086/129120 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  9. ^ a b c d e f g ME Williams, KC Freeman, A. Helmi, The Arcturus Moving Group: Its Place in the Galaxy , in Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium , vol. 254, 2009, pp. 139-144, DOI : 10.1017/S1743921308027518 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  10. ^ a b c OJ Eggen, Kinematics and Metallicity of Stars in the Solar Region , in The Astronomical Journal , vol. 115, 2009, pp. 2397-2434, DOI : 10.1086/300350 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  11. ^ JF Navarro, A. Helmi, KC Freeman, The Extragalactic Origin of the Arcturus Group , in The Astrophysical Journal , vol. 601, 2004, pp. L43-L46, DOI : 10.1086/381751 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  12. ^ Ciò è dovuto probabilmente al fatto che nelle galassie di piccole dimensioni il processo di formazione stellare è più lento: cfr. KA Venn, M. Irwin, MD Shetrone, CA Tout, V. Hill, E. Tolstoy, Stellar Chemical Signatures and Hierarchical Galaxy Formation , in The Astronomical Journal , vol. 128, 2004, pp. 1177-1195, DOI : 10.1086/422734 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  13. ^ W. Dehnen, The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution , in The Astronomical Journal , vol. 119, 2000, pp. 800-812, DOI : 10.1086/301226 . URL consultato il 29 settembre 2010 .
  14. ^ a b c d RC Peterson, C. Dalle Ore, RL Kurucz, The nonsolar abundance ratios of Arcturus deduced from spectrum synthesis , in Astrophysical Journal, Part 1 , vol. 404, 1993, pp. 333-347, DOI : 10.1086/172283 . URL consultato il 3 settembre 2010 .
  15. ^ JD Scargle, DW Strecker, Cool stars - Effective temperatures, angular diameters, and reddening determined from 1-5 micron flux curves and model atmospheres , in Astrophysics , vol. 228, 1979, pp. 838-853, DOI : 10.1086/156910 . URL consultato il 4 settembre 2010 .
  16. ^ GC Augason, BJ Taylor, DW Strecker, EF Erickson, FC Witteborn, Comparison of predicted and observed spectral energy distribution of K and M stars. I - Alpha Bootis , in Astrophysics , vol. 235, 1980, pp. 138-145, DOI : 10.1086/157618 . URL consultato il 4 settembre 2010 .
  17. ^ REM Griffin, AE Lynas-Gray, The Effective Temperature of Arcturus , in The Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 2998-3006, DOI : 10.1086/300878 . URL consultato il 1º ottobre 2010 .
  18. ^ a b A. Quirrenbach, D. Mozurkewich, DF Buscher, CA Hummel, JT Armstrong, Angular diameter and limb darkening of Arcturus , in Astronomy and Astrophysics , vol. 312, 1996, pp. 160-166. URL consultato il 1º ottobre 2010 .
  19. ^ GP di Benedetto, R. Foy, The angular diameter and the effective temperature of Arcturus from Michelson interferometry , in Astronomy and Astrophysics , vol. 166, 1986, pp. 204-210. URL consultato il 6 settembre 2010 .
  20. ^ D. Mozurkewich, J. Armstrong, R. Hindsley, A. Quirrenbach, C. Hummel, D. Hutter, K. Johnston, A. Hajian, N. Elias, D. Buscher, R. Simon, Angular Diameters of Stars from the Mark III Optical Interferometer , in The Astronomical Journal , vol. 126, 2003, pp. 2502-2520, DOI : 10.1086/378596 . URL consultato il 6 settembre 2010 .
  21. ^ a b S. Lacour, S. Meimon, E. Thiebaut, G. Perrin, T. Verhoelst, E. Pedretti, PA Schuller, L. Mugnier, J. Monnier, JP Berger, X. Haubois, A. Poncelet, G. Le Besnerais, K. Eriksson, R. Millan-Gabet, M. Lacasse, W. Traub, The limb-darkened Arcturus: imaging with the IOTA/IONIC interferometer , in Astronomy and Astrophysics , vol. 485, 2008, pp. 561-570, DOI : 10.1051/0004-6361:200809611 . URL consultato il 6 settembre 2010 .
  22. ^ a b c DF Gray, KIT Brown, The Rotation of Arcturus and Active Longitudes on Giant Stars , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 118, 2006, pp. 1112-1118, DOI : 10.1086/507077 . URL consultato il 7 settembre 2010 .
  23. ^ Arcturus by Jim Kaler
  24. ^ Leen Decin, Synthetic spectra of cool stars observed with the Short-Wavelength Spectrometer: improving the models and the calibration of the instrument , Leuven, Katholieke Universiteit Leuven, 2000. URL consultato il 9 settembre 2010 (archiviato dall' url originale il 4 ottobre 2006) .
  25. ^ Atlas of universe
  26. ^ Mass-Luminosity Relationship
  27. ^ a b c 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. 334-344, DOI : 10.1093/mnras/264.2.334 . URL consultato l'8 settembre 2010 .
  28. ^ a b c T. Tsuji,The K giant star Arcturus: the hybrid nature of its infrared spectrum , in Astronomy and Astrophysics , vol. 504, 2009, pp. 543-559, DOI : 10.1051/0004-6361/200912323 . URL consultato il 12 settembre 2010 .
  29. ^ a b Sabine Reffert et al. , Precise Radial Velocities of Giant Stars VII. Occurrence Rate of Giant Extrasolar Planets as a Function of Mass and Metallicity , in Astronomy & Astrophysics , vol. 574, A116, marzo 2018, p. 26, DOI : 10.1051/0004-6361/201322360 .
  30. ^ a b Marie Martig et al. , [url= http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5b0a7d7c7f35&-out.add=.&-source=J/MNRAS/456/3655/table2&recno=30751 Red giant masses and ages derived from carbon and nitrogen abundances ], in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 456, n. 4, p. 3655-3670.
  31. ^ Si può giungere a questo risultato nel modo seguente: la permanenza di una stella all'interno della sequenza principale è proporzionale al combustibile nucleare che ha a disposizione (cioè alla sua massa) e inversamente proporzionale al ritmo con cui questo combustibile viene consumato (cioè alla sua luminosità). Poiché una stella della massa del Sole permane all'interno della sequenza principale circa 10 10 anni, il numero di anni di permanenza di una stella all'interno della sequenza sarà uguale a ove e sono il rispettivamente il rapporto fra la massa e la luminosità della stella con quella del Sole. Ora la luminosità di una stella è determinata dal seguente rapporto: , ove per stelle di massa . Ne segue che una stella di masse solari, ove , permarrà nella sequenza principale anni, cioè anni. Poiché Arturo ha al massimo una massa pari a 1,1 volte quella del Sole, la sua permanenza minima nella sequenza principale è pari a anni, cioè all'incirca anni. Cfr. Stellar Evolution , su astronomynotes.com . URL consultato il 13-09-2010 .
  32. ^ Arcturus by Jim Kaler , su stars.astro.illinois.edu . URL consultato il 13-09-2010 .
  33. ^ a b JC Wheeler, C. Sneden, JW Truran, Abundance ratios as a function of metallicity , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 27, 1989, pp. 279-349, DOI : 10.1146/annurev.aa.27.090189.001431 . URL consultato il 23 settembre 2010 .
  34. ^ a b TR Ayres, TA Fleming, JHM Schmitt, Digging in the coronal graveyard - A ROSAT observation of the red giant Arcturus , in Astrophysical Journal , vol. 376, 1991, pp. L45-L48, DOI : 10.1086/186099 . URL consultato il 1º ottobre 2010 .
  35. ^ a b c TR Ayres, JL Linsky, GS Vaiana, L. Golub, R. Rosner, The cool half of the HR diagram in soft X-rays , in Astrophysical Journal , vol. 250, 1981, pp. 293-299, DOI : 10.1086/159374 . URL consultato il 1º ottobre 2010 .
  36. ^ B. Haisch, JHM Schmitt, C. Rosso, The coronal dividing line in the ROSAT X-ray All-Sky Survey , in Astrophysical Journal , vol. 383, 1991, pp. L15-L18, DOI : 10.1086/186230 . URL consultato il 2 ottobre 2010 .
  37. ^ SK Antiochos, BM Haisch, RA Stern, On the dividing line for stellar coronae , in Astrophysical Journal , vol. 307, 1986, pp. L55-L59, DOI : 10.1086/184727 . URL consultato il 3 ottobre 2010 .
  38. ^ GAH Walker, S. Yang, B. Campbell, AW Irwin, Yellow giants - A new class of radial velocity variable? , in Astrophysical Journal , vol. 343, 1989, pp. L21-L24, DOI : 10.1086/185501 . URL consultato l'8 ottobre 2010 .
  39. ^ a b PH Smith, RS McMillan, WJ Merline, Evidence for periodic radial velocity variations in Arcturus , in Astrophysical Journal , vol. 317, 1987, pp. L79-L84, DOI : 10.1086/184916 . URL consultato l'8 ottobre 2010 .
  40. ^ WD Cochran, Confirmation of radial velocity variability in Arcturus , in Astrophysical Journal , vol. 334, 1988, pp. 349-356, DOI : 10.1086/166841 . URL consultato il 5 novembre 2010 .
  41. ^ a b c AW Irwin, B. Campbell, CL Morbey, GAH Walker, S. Yang, Long-period radial-velocity variations of Arcturus , in Astronomical Society of the Pacific, Publications , vol. 101, 1989, pp. 147-159, DOI : 10.1086/132415 . URL consultato l'8 ottobre 2010 .
  42. ^ The International Variable Stars Index - AAVSO , su result for Alpha Bootis . URL consultato il 16 settembre 2010 .
  43. ^ a b NJ Tarrant, WJ Chaplin, Y. Elsworth, SA Spreckley, IR Stevens, Asteroseismology of red giants: photometric observations of Arcturus by SMEI , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 382, 2007, pp. L48-L52, DOI : 10.1111/j.1745-3933.2007.00387.x . URL consultato il 10 ottobre 2010 .
  44. ^ a b JA Belmonte, AR Jones, PL Palle, T. Roca Cortes, Global acoustic oscillations on Alpha Bootis , in Astrophysical Journal , vol. 358, 1990, pp. 595-609, DOI : 10.1086/169012 . URL consultato l'11 ottobre 2010 .
  45. ^ A. Retter, TR Bedding, DL Buzasi, H. Kjeldsen, LL Kiss, Oscillations in Arcturus from WIRE Photometry , in Astrophysical Journal , vol. 591, 2003, pp. L151-L154, DOI : 10.1086/377211 . URL consultato l'11 ottobre 2010 .
  46. ^ a b c KIT Brown, DF Gray, SL Baliunas, Long-Term Spectroscopic Monitoring of Arcturus , in The Astrophysical Journal , vol. 679, 2008, pp. 1531-1540, DOI : 10.1086/587783 . URL consultato il 10 ottobre 2010 .
  47. ^ a b N. Ryde, DL Lambert, MJ Richter, JH Lacy, Detection of Water Vapor in the Photosphere of Arcturus , in The Astrophysical Journal , vol. 580, 200, pp. 447-458, DOI : 10.1086/343040 . URL consultato il 20 ottobre 2010 .
  48. ^ DE Jennings, PV Sada, Water in Betelgeuse and Antares , in Science , vol. 279, 1998, pp. 844-847, DOI : 10.1126/science.279.5352.844 . URL consultato il 20 ottobre 2010 .
  49. ^ RF Griffin, Arcturus as a double star , in The Observatory , vol. 118, 1998, pp. 299-301. URL consultato il 25 ottobre 2010 .
  50. ^ NH Turner, TH ten Brummelaar, B, D, Mason, Adaptive Optics Observations of Arcturus using the Mount Wilson 100 Inch Telescope , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 111, 1999, pp. 556-558, DOI : 10.1086/316353 . URL consultato il 25 ottobre 2010 .
  51. ^ T. Verhoelst, PJ Bordé, G. Perrin, L. Decin, K. Eriksson, ST Ridgway, PA Schuller, WA Traub, R. Millan-Gabet, MG Lacasse, C. Waelkens, Is Arcturus a well-understood K giant? Test of model atmospheres and potential companion detection by near-infrared interferometry , in Astronomy and Astrophysics , vol. 435, 2005, pp. 289-301, DOI : 10.1051/0004-6361:20042356 . URL consultato il 26 ottobre 2010 .
  52. ^ KIT Brown, Long-Term Spectroscopic and Precise Radial Velocity Monitoring of Arcturus , in The Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 119, 2007, p. 237, DOI : 10.1086/512731 . URL consultato il 27 ottobre 2010 .
  53. ^ a b Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 134.
  54. ^ ( EN ) Henry Liddell e Robert Scott , Ἀρκτοῦρος , in A Greek-English Lexicon , 1940.
  55. ^ ( EN ) Henry Liddell e Robert Scott , ἄρκτος , in A Greek-English Lexicon , 1940.
  56. ^ ( EN ) Henry Liddell e Robert Scott , οὖρος , in A Greek-English Lexicon , 1940.
  57. ^ Lista delle 25 stelle più luminose. La traduzione proposta è qui però, del tutto impropriamente "Guardiano del Paradiso" , su jas.org.jo , Web site della Società Astronomica della Giordania (archiviato dall' url originale il 27 settembre 2011) .
  58. ^ a b c d e Allen Richard Hinckley Allen, I nomi delle stelle ei loro significati (1936), pp. 98-103.
  59. ^ Hans Wehr (JM Cowan ed.), A Dictionary of Modern Written Arabica (Wiesbaden, Otto Harrassowitz, 1994).
  60. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp. 128-129.
  61. ^ Mudrooroo, Aboriginal mythology: an AZ spanning the history of aboriginal mythology from the earliest legends to the present day , Londra, HarperCollins, 1994, p. 5, ISBN 1-85538-306-3 .
  62. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 128.
  63. ^ Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, p. 129.

Bibliografia

Testi generici

  • ( EN ) EO Kendall, Uranography: Or, A Description of the Heavens; Designed for Academics and Schools; Accompanied by an Atlas of the Heavens , Philadelphia, Oxford University Press, 1845.
  • ( EN ) John Gribbin, Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .

Sulle stelle

  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them , Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5 .
  • RJ Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution , Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4 .
  • ( EN ) David H. Levy; Janet A. Mattei, Observing Variable Stars , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 1998, pagine 198, ISBN 0-521-62755-9 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .
  • ( 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 .

Carte celesti

Voci correlate

Voci generiche
Posizione
Liste

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=Arturo_(astronomia)&oldid=122408179 "