Stella di Cayrel
| BPS CS31082-0001 | |
|---|---|
  | |
| Distanza dal Sole | 13 000 anni luce 4 000 parsec |
| Costellazione | Balena |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 01h 29m 31,13s[1] |
| Declinazione | −16° 00′ 45,48″[1] |
| Lat. galattica | −75,8030°[1] |
| Long. galattica | 163,3390°[1] |
| Dati fisici | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | 1,05 log g[2] |
| Velocità di rotazione | 1,55 km/s[2] |
| Temperatura superficiale | |
| Indice di colore (B-V) | 0,75[2] |
| Metallicità | −2,9 [Fe/H][3] |
| Età stimata | 12,5 Ga[4] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 11,67[2] |
| Moto proprio | AR: 13,3 mas/anno Dec: −41,7 mas/anno |
| Velocità radiale | 139,07 km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
BPS CS31082-0001, chiamata anche stella di Cayrel, è una vecchia stella di popolazione II appartenente all'alone galattico che si trova a una distanza di 4 kpc dal Sole. Appartiene alla classe delle stelle estremamente povere di metalli ([Fe/H] = −2,9)[3]. Un altro motivo di interesse è che i metalli che essa possiede derivano dal processo-r avvenuto all'interno di una supernova che ha poi contaminato il mezzo interstellare da cui la stella di Cayrel è nata[4]. Fu scoperta nel 1992 da Tim C. Beers e colleghi utilizzando il telescopio Schmidt dell'Osservatorio di Cerro Tololo in Cile[5]. Nel 2001 fu studiata da Roger Cayrel e colleghi[4], che utilizzarono il Very Large Telescope (VLT) accoppiato allo strumento UVES presso l'Osservatorio del Paranal in Cile per ottenere una spettroscopia ottica ad alta risoluzione volta a determinare le abbondanze degli elementi chimici all'interno della stella. Il raffronto fra le abbondanze del torio-232 e dell'uranio-238 ha permesso di determinare l'età della stella, che si aggira intorno ai 12,5 miliardi di anni[4], facendo della stella di Cayrel una delle più vecchie conosciute.
In confronto ad altre stelle molto povere di metalli, arricchite tramite il processo-r (come BPS CS22892-0052, BD+17° 3248, HE 1523-0901) la stella di Cayrel presenta alti livelli di attinoidi (torio, uranio) ma basse quantità di piombo[6].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d e BD-16° 251, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6 giugno 2014.
- ^ a b c d e I. U. Roederer et al., A Search for Stars of Very Low Metal Abundance. VI. Detailed Abundances of 313 Metal-poor Stars, in The Astronomical Journal, vol. 147, n. 2, 2014, pp. id. 136, DOI:10.1088/0004-6256/147/6/136. URL consultato il 6 giugno 2014.
- ^ a b R. Toenjes et al., Tuning the Clock: Uranium and Thorium Chronometers Applied to CS 31802-001, Astrophysical Ages and Times Scales, S. Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2001. URL consultato il 7 giugno 2014.
- ^ a b c d R. Cayrel et al., Measurement of stellar age from uranium decay, in Nature, vol. 409, n. 6821, 2001, pp. 691–692, DOI:10.1038/35055507. URL consultato il 7 giugno 2014.
- ^ T. C. Beers, G. W. Preston, S. A. Shectman, A search for stars of very low metal abundance. II, in Astronomical Journal, vol. 103, n. 6, 1992, pp. 1987-2034, DOI:10.1086/116207. URL consultato il 7 giugno 2014.
- ^ V. Hill et al., R-Process Pattern in the Very-Metal-Poor Halo Star CS 31802-001, Astrophysical Ages and Times Scales, S. Francisco, Astronomical Society of the Pacific, 2001. URL consultato il 7 giugno 2014.
