Stella di Sneden
| BPS CS22892-0052 | |
|---|---|
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| Classificazione | gigante brillante arancione[2] |
| Classe spettrale | KIIvw[1] |
| Distanza dal Sole | 4 700 parsec (15 000 al) |
| Costellazione | Aquario |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 22h 17m 1,65s[1] |
| Declinazione | −16° 39′ 27,15″[1] |
| Lat. galattica | −52,8483°[1] |
| Long. galattica | 41,1454°[1] |
| Dati fisici | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | log g 1,15[3] |
| Velocità di rotazione | 1,50 km/s[3] |
| Temperatura superficiale | |
| Indice di colore (B-V) | 0,77[3] |
| Metallicità | −3,1 [Fe/H] [2] |
| Età stimata | 12-16 Ga[4] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 13,21[3] |
| Magnitudine ass. | 13,99 |
| Velocità radiale | 13,31 km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
Stella di Sneden, 2MASS J22170165-1639271, HE 2214-1654
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BPS CS22892-0052, chiamata anche stella di Sneden, è una vecchia stella di popolazione II appartenente all'alone galattico e distante 4,7 kpc dal Sole. Appartiene alla classe delle stelle estremamente povere di metalli ([Fe/H]=−3,1)[2]. 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 Sneden è nata[2]. Fu scoperta nel 1992 da Tim C. Beers e colleghi utilizzando il telescopio Schmidt dell'Osservatorio di Cerro Tololo in Cile[5]. Nel 1995 fu intensamente studiata da Chris Sneden e colleghi, che determinarono le abbondanze di 53 elementi chimici nella stella[2]. Fino al dicembre 2005 fu la seconda stella dopo il Sole le cui abbondanze chimiche erano maggiormente note.
Dal bario (Z=56) in su, gli elementi mostrano la tipica distribuzione derivante dal processo-r, simile a quella che è riscontrabile anche nel sistema solare[2]. Raffrontando l'abbondanza di un elemento stabile come l'europio (Z=63) e uno radioattivo come il torio (Z=90), è possibile calcolare l'età della stella[2], data una teoria delle abbondanze di elementi chimici prodotti dal processo-r nelle supernovae come quella di Karl-Ludwig Kratz e Friedrich-Karl Thielemann[6][7]. È risultata una età compresa fra 12 e 16 miliardi di anni, il che fa della stella di Sneden una delle più vecchie conosciute[4].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d e f 2MASS J22170165-1639271, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6 giugno 2014.
- ^ a b c d e f g C. Sneden et al., The Ultra-Metal-poor, Neutron-Capture-rich Giant Star CS 22892-052, in Astrophysical Journal, vol. 467, 1996, pp. 819-840, DOI:10.1086/177656. URL consultato il 5 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 Rebecca Johnson, Radioactive decay of elements gives age of stars, points to evolution of the Milky Way, su McDonald Observatory, The University of Texas at Austin, 7 gennaio 2002. URL consultato il 22 maggio 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 5 giugno 2014.
- ^ K.-L. Krazt et al., Isotopic r-process abundances and nuclear structure far from stability - Implications for the r-process mechanism, in Astrophysical Journal, vol. 403, n. 1, 1993, pp. 216-238, DOI:10.1086/172196. URL consultato il 6 giugno 2014.
- ^ J. J. Cowan, 'R-Process Abundances and Chronometers in Metal-poor Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 521, n. 1, 1999, pp. 194–205, DOI:10.1086/307512. URL consultato il 6 giugno 2014.
