| ζ Ursae Minoris | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | stella bianca di sequenza principale |
| Classe spettrale | A3Vn[1] |
| Tipo di variabile | δ Scuti (?)[2] |
| Periodo di variabilità | 15,826 ore[3] |
| Distanza dal Sole | 359 anni luce[4] |
| Costellazione | Orsa Minore |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0[1]) | |
| Ascensione retta | 15h 44m 03,519s |
| Declinazione | +77° 47′ 40,175″ |
| Lat. galattica | 112,680 |
| Long. galattica | +35,658 |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 6,15[5] R⊙ |
| Massa | |
| Velocità di rotazione | 210 km/s[7] |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Indice di colore (B-V) | U-B: 0,05 B-V: 0,04[2] |
| Età stimata | 180 milioni di anni[9] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,29[8] |
| Magnitudine ass. | −0,98[8] |
| Parallasse | 9,0827 ± 0,1422 mas[10] |
| Moto proprio | AR: 19,906 ± 0,188 mas/anno Dec: -2,072 ± 0,174 mas/anno[10] |
| Velocità radiale | -13,10 ± 4,1 km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
Alifa al Farkadain (Zeta Ursae Minoris / ζ UMi / ζ Ursae Minoris) è una stella bianca di sequenza principale di magnitudine 4,3, situata nella costellazione dell'Orsa Minore. La sua distanza dal sistema solare è stimata sui 376 anni luce.
Il nome Alifa al Farkadain deriva dall'arabo أخفى الفرقدين aḫfa al-farqadayn e significa "il più debole dei due vitelli"; il nome era stato originariamente applicato a Pherkad (γ UMi), in contrapposizione a Kochab (β UMi), cui invece era stato applicato il nome di Anwar al Farkadain, dall'arabo أنور الفرقدين, "il più brillante dei due vitelli", nome che ora detiene η Ursae Minoris.
Osservazione
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ζ Ursae Minoris è una delle sette stelle che compongono il Piccolo Carro. Occupa il vertice del quadrilatero da cui parte il timone, cui sono collegati i buoi aggiogati.
Si tratta di una stella situata nell'emisfero boreale celeste, la cui declinazione fortemente settentrionale fa sì che essa sia osservabile quasi esclusivamente dall'emisfero nord, dove per altro si presenta circumpolare da quasi tutte le sue regioni ad eccezione soltanto della fascia tropicale più prossima all'equatore. Dall'emisfero sud, al contrario, è invisibile da quasi tutte le sue regioni. La sua magnitudine pari a 4,3,[1] fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.
Sebbene resti visibile in ogni periodo dell'anno, il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale dell'emisfero boreale ricade comunque nei mesi compresi fra maggio e settembre. Dalle regioni equatoriale dell'emisfero australe invece può essere osservata in particolare durante i mesi invernali australi.
Storia delle osservazioni
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La stella è nota sin dall'antichità, essendo una componente dell'asterismo del Piccolo Carro e, come tale, ha ricevuto varie denominazioni in differenti culture.
Riguardo alle osservazioni scientifiche, l'astronomo californiano Robert Horace Baker, nel 1926, la segnalò come possibile variabile dopo aver eseguito osservazioni fotometriche - tra le prime che fecero ricorso alla fotografia per eseguire le osservazioni.[11] Nel 1970, M. S. Frolov suggerì che ζ UMi, che era stata attribuita alla classe A delle stelle bianche, potesse essere una variabile δ Scuti.[12] Ancora nell'edizione del 1991 (la quinta) del Bright Star Catalogue, questa informazione viene riportata e indicata come dubbia.[2] Le successive osservazioni della missione Hipparcos non sono risultate risolutive nel dirimere la questione e la variabilità della stella è stata indicata come probabile, ma non certa, nell'omonimo catalogo.[13] Una risposta è giunta in seguito a prolungate osservazioni con telescopi spaziali appositamente sviluppati per condurre studi di astrosismologia e ricerca di pianeti extrasolari. In particolare, il Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) ha confermato che la luminosità di ζ UMi varia di 0,007 magnitudini con un periodo di 15,826 ore, rilevando inoltre un'eclissi, il 12 luglio 2021, durata 22,32 ore (0,93 giorni).[3] Di ζ Ursae Minoris non erano precedentemente note compagne stellari[14] o substellari.[15]
Osservazioni condotte col il telescopio spaziale Spitzer nel 2006 hanno rilevato un eccesso di emissione infrarossa che ha condotto alla scoperta di un disco circumstellare attorno a ζ Ursae Minoris.[9] Il disco si trova a 42,5 unità astronomiche dalla stella.[5]
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]ζ Ursae Minoris è una stella bianca di sequenza principale, la cui età è stimata sui 180 milioni di anni.[9] È classificata come A3Vn,[1] dove la "n" evidenzia la presenza di linee di assorbimento piuttosto larghe. Questa caratteristica sarebbe determinata da una rapida rotazione. Il prodotto della velocità di rotazione della stella, , per il seno dell'inclinazione, , del suo asse di rotazione rispetto alla nostra linea di vista, è stato valutato in 210 km/s.[7]
ζ Ursae Minoris ha una massa pari a circa 3,4 volte la massa del Sole[6] e 6,15 volte le sue dimensioni.[5] La sua luminosità è valutata in 227 luminosità solari;[8] la sua fotosfera raggiunge gli 8720 K.[5] Questa informazione, combinata con la valutazione della sua magnitudine assoluta pari a −0,98,[8] suggerisce che la stella stia per evolvere in una subgigante, cui seguirebbe lo stadio di gigante. Questa sarebbe una caratteristica compatibile con l'essere una variabile δ Scuti,[16] come è stato ipotizzato per ζ UMi.[2] In tal caso, la variabilità osservata nella luminosità di 0,007 magnitudini con un periodo di 15,826 ore[3] sarebbe determinata da pulsazioni della stella.
La rilevazione di un eccesso di emissione infrarossa suggerisce la presenza di un disco circumstellare,[9] a 42,5 unità astronomiche dalla stella; la radiazione di corpo nero corrisponderebbe ad una temperatura per il disco di 160 K.[5]
La rilevazione di un'eclissi suggerisce la presenza di una compagna, non identificata.
Con una parallasse determinata mediante Gaia in 9,0827 ± 0,1422 mas,[10] la distanza dal sistema solare può essere calcolata in 110,10 parsec (359,1 al). Avendo una velocità radiale negativa, la stella si sta avvicinando al sistema solare.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d e ζ Ursae Minoris nella banca dati astronomica SIMBAD.
- ^ a b c d (EN) Dorrit Hoffleit e Carlos Jaschek (a cura di), The Bright star catalogue, 5ª ed., New Haven, Conn., Yale University Observatory, 1991, Bibcode:1991bsc..book.....H.
- ^ a b c d (EN) zet UMi, in The International Variable Star Index (VSX). URL consultato il 14 dicembre 2024.
- ^ Calcolato dal valore della parallasse indicato nella tabella.
- ^ a b c d e f T. H. Cotten e I. Song, 2016.
- ^ a b J. Kaler.
- ^ a b G. T. van Belle, 2012.
- ^ a b c d e E. Anderson e C. Francis, 2012.
- ^ a b c d K. Y. L. Su et al., 2006.
- ^ a b c A. Vallenari et al., 2023.
- ^ R. H. Baker, 1926.
- ^ M. S. Frolov, 1970.
- ^ (EN) Agenzia Spaziale Europea, The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission, collana ESA SP Series, vol. 1200, Noordwijk, Paesi Bassi, ESA Publications Division, 1997, Bibcode:1997ESASP1200.....E, ISBN 9290923997. Accessibile tramite VizieR: nota W.
- ^ P. P. Eggleton e A. A. Tokovinin, 2008. Accessibile tramite VizieR: HR 5903.
- ^ Non è indicato alcun pianeta candidato o confermato per ζ Ursae Minoris nell'Enciclopedia dei pianeti extrasolari al 14 dicembre 2024.
- ^ (EN) Gerald Handler, Delta Scuti Variables, in Stellar Pulsation: Challenges for Theory and Observation, collana AIP Conference Proceedings, vol. 1170, 2009, pp. 403-409, Bibcode:2009AIPC.1170..403H, DOI:10.1063/1.3246528.
Bibliografia
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) E. Anderson e C. Francis, XHIP: An extended hipparcos compilation, in Astron. Lett., vol. 38, 2012, pp. 331–346, DOI:10.1134/S1063773712050015.
- (EN) Robert Horace Baker, Variable Stars of Small Range, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 38, n. 222, 1926, pp. 86-96, Bibcode:1926PASP...38...86B, DOI:10.1086/123545.
- (EN) Tara H. Cotten e Inseok Song, A Comprehensive Census of Nearby Infrared Excess Stars, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 225, n. 15, 2016, pp. 1-24, Bibcode:2016ApJS..225...15C, DOI:10.3847/0067-0049/225/1/15.
- (EN) P. P. Eggleton e A. A. Tokovinin, A catalogue of multiplicity among bright stellar systems, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n. 2, 2008, pp. 869-879, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x.
- (EN) M. S. Frolov, List of Probable Delta Scuti Stars, in Information Bulletin on Variable Stars, n. 427, 1970, pp. 1-3, Bibcode:1970IBVS..427....1F.
- (EN) K. Y. L. Su et al., Debris Disk Evolution around A Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 653, n. 1, 2006, pp. 675-689, Bibcode:2006ApJ...653..675S, DOI:10.1086/508649.
- (EN) A. Vallenari et al., Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties, in Astronomy & Astrophysics, vol. 674, A1, 2023, pp. 1-22, DOI:10.1051/0004-6361/202243940.
- (EN) Gerard T. van Belle, Interferometric observations of rapidly rotating stars, in The Astronomy and Astrophysics Review, vol. 20, n. 51, 2012, pp. 1-49, Bibcode:2012A&ARv..20...51V, DOI:10.1007/s00159-012-0051-2.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) zet UMi -- Variable Star, in SIMBAD. URL consultato il 13 dicembre 2024.
- (EN) Jim Kaler, Alifa al Farkadain, in Stars. URL consultato il 4 agosto 2012 (archiviato dall'url originale il 28 luglio 2005).
