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Adhara

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Adhara
ClassificazioneSupergigante blu
Classe spettraleB2 Iab[1]
Distanza dal Sole405anni luce[2]
CostellazioneCane Maggiore
Coordinate
(all'epocaJ2000)
Ascensione retta6h58m37,549s[1]
Declinazione-28° 58′ 19,51″[1]
Lat. galattica-11,3298°[1]
Long. galattica239,8311°[1]
Dati fisici
Raggio medio10,4[3]R⊙
Massa
Acceleraz. di gravità in superficie3,35logg[5]
Periodo di rotazione≤ 15 giorni[6]
Velocitàdi rotazione35 km/s[7]
Temperatura
superficiale
Luminosità
20.000[4]L⊙
Indice di colore(B-V)-0,13[1]
Metallicità[Fe/H] = 0,01[5]
Età stimata22,5 milioni di anni[9].
Dati osservativi
Magnitudine app.+1,51[1]
Magnitudine ass.−3,97[10]
Parallasse8,05mas[1]
Moto proprioAR:3,24mas/anno
Dec:1,33mas/anno[1]
Velocità radiale+27,3 ± 0,9 km/s[1]
Nomenclature alternative
Adhara, Adara,ε CMa,21 CMa,HD52089,HIP33579,HR2618,SAO172676
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Adhara(ε CMa / ε Canis Majoris / Epsilon Canis Majoris) è unastellasituata nellacostellazionedelCane Maggiore.Avendomagnitudine+1,51[1]è la seconda stella più luminosa della sua costellazione, dopoSirio,nonché laventiduesima stella più luminosa dell'intera volta celeste.La sua posizione la rende osservabile con più facilità dall'emisfero australe.Distante 405anni lucedalsistema solare[10],è unasupergigante bluogigante brillanteblu diclasse spettraleB2. A causa della notevole rarefazione dell'idrogenoneutro delmezzo interstellarenella direzione della stella, Adhara è la più luminosa fonte diraggi ultraviolettiestremi del cielo[11].Il suo nome ha origine dall'arabo عذارى ‘aðāra' e significa "le vergini"[12].

Osservazione

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Posizione della stella nella costellazione del Cane Maggiore.
File:Canis Major_IAU.svg

BenchéJohann Bayerabbia assegnato ad Adhara la letteraepsilon(ε), essa è la seconda stella in ordine diluminositàdella sua costellazione, dopo Sirio. Si presenta come un astro di colore azzurro, individuabile una dozzina di gradi a sud di Sirio. ConWezen(δ Canis Majoris) eAludra(η Canis Majoris) essa forma un triangolo di stelle vicine e brillanti, dato che Wezen e Aludra hanno rispettivamente magnitudine +1,83 e +2,40. Adhara costituisce il vertice ovest del triangolo, Wezen quello nord, Aludra quello est.

Adhara è una stella dell'emisfero celeste australe;avendo unadeclinazionepari a -28°58', risulta visibile solo nelle zone temperate dell'emisfero boreale,mentre è invisibile o appare molto bassa all'orizzonte nelle zone settentrionali. D'altra parte apparecircumpolaresolo nelle regioniantartiche,più a sud dellalatitudine62°S[13].La suamagnitudine apparentepari a +1,51 le permette di essere individuata anche dai centri urbani moderatamente affetti dainquinamento luminoso.

Il periodo migliore per la sua osservazione ricade nei mesi dell'inverno boreale, corrispondente all'estate dell'emisfero australe, dove, data la sua declinazione, è visibile anche per un arco di tempo maggiore.

Circa 4,7 milioni di anni fa, Adhara si trovava molto più vicina al Sole di quanto non sia ora, a soli 34 anni luce di distanza, ed era molto più brillante di quanto non sia oggi, arrivando ad essere di gran lungala stella più luminosa del cielo,con una magnitudine apparente di -3,99. Nessun'altra stella è stata da quel momento più luminosa nel cielo notturno terrestre, e nessun'altra lo sarà nei prossimi 5 milioni di anni[14].

Ambiente galattico

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Mappa delle stelle e dellenebuloseentro il raggio di 2000anni lucedalSole.L'immagine è orientata in modo che le stelle più vicine alcentro galatticosi trovino nella parte bassa della stessa. Il diradarsi delle stelle nella parte bassa e nella parte alta dell'immagine indica i confini delBraccio di Orione.Si apprezza la posizione di Adhara (εCMa) entro la circonferenza più interna, indicante una distanza di 500 anni luce dal Sole.

La nuova riduzione dei datiastrometricideltelescopio spazialeHipparcosha portato a un nuovo calcolo dellaparallassedi Adhara, che è risultata essere 8,05 ± 0,14mas[15].Pertanto la distanza di Adhara dalla Terra è pari a 1/0,00805pc,ossia 124,02 pc, equivalenti a 405 ± 7anni luce.Ne consegue che Adhara e il Sole sono situate nel medesimo braccio dellaVia Lattea,ilBraccio di Orione.Lecoordinate galattichedi Adhara sono 239,83° e -11,32°[1].Unalongitudine galatticadi circa 240° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Adhara, se proiettata sulpiano galattico,forma con la linea ideale che congiunge il Sole con ilcentro galatticoun angolo di 240°. Ciò significa che Adhara è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Unalatitudine galatticadi poco più di -11° significa che Adhara si trova un po' più a sud rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.

La zona del cielo in direzione di Adhara è particolarmente povera digas interstellare[16].Ciò la rende di gran lunga la più luminosa fonte di raggi ultravioletti estremi del cielo (cioè nella banda compresa fra 504 e 760Å[17]): infatti la radiazione ultravioletta della stella viene solo in minima parteassorbitaedispersadal poco gas che si frappone fra l'osservatore e l'astro. Si ritiene che la scarsità di mezzo interstellare nella direzione di Adhara sia dovuta a una estensione dellaBolla Locale,che si prolunga mediante un tunnel lungo almeno 300pce largo circa 50 pc nella direzione della stella[16].Nella Bolla Locale la densità del mezzo interstellare è significativamente inferiore rispetto alla densità media di tale mezzo all'interno dellaVia Lattea[18].Buona parte dell'assorbimento della luce proveniente da Adhara è opera dellaNube Interstellare Locale,che si estende in prossimità del Sole; ciò significa che al di fuori di tale nube la densità del gas che si frappone fra l'osservatore e la stella è estremamente bassa[16].Data questa situazione, Adhara è la maggior fonte diionizzazionedegliatomidiidrogenoche formano la Nube Interstellare Locale e pertanto l'analisi dellospettrostellare fornisce importanti indizi riguardo allo stato di ionizzazione e alla morfologia della Nube[19].

Caratteristiche fisiche

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Caratteristiche fondamentali

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Adhara è stabilmenteclassificatacome una stella di tipo B2[1]di colore azzurro. Esso è dovuto alla suatemperatura superficiale,che è stata misurata in20 990 ± 750K[20].Altri valori citati in letteratura sono 21.500 K[21]e 22.900 K[8].Non c'è invece accordo fra le fonti riguardo allaclasse di luminositàdella stella, che viene a volte attribuita alla classe Iab dellesupergigantiintermedie[1],ma più spesso alla classe II dellegiganti brillanti[21].

Adhara

A causa della sua luminosità e del suo spettro poco influenzato dal gas interstellare, Adhara è una delle stelle appartenenti alle prime classi spettrali meglio studiate, sicché i suoi parametri sono conosciuti con una certa precisione. Il suodiametro angolareè stato misurato da Hambury Brownet al.(1974) utilizzando ilNarrabri Stellar Intensity Interferometer,situato a Narrabri, nelNuovo Galles del Sud;essi hanno ottenuto un valore di0,80 ± 0,05mas[22],che alla distanza stimata da Hipparcos corrisponde a unraggiodi10,6 ± 0,7R☉[23].Avendo una misura del raggio, per stimare lamassadella stella, è necessario conoscere lagravità superficiale.I valori riportati in letteratura di questa grandezza variano di solito dalogg= 3 a logg= 3,5[4][5][21].Questo margine di incertezza è molto ampio e rende difficile la stima della massa. Assumendo una gravità superficiale di logg= 3,2 e un raggio di11,3 ± 1,1 R☉,Aufdenberget al.(1998) deducono una massa di7,4 ± 3,0M☉[4].Tuttavia questo dato non sembra corretto: infatti dalla distanza, dalla magnitudine apparente e dalla temperatura superficiale si può dedurre che Adhara abbia unaluminositàdi circa20 000L☉[4];per la regione deldiagramma H-Rindividuata dalla temperatura superficiale e dalla luminosità assoluta della stella passano letracce evolutivedi stelle aventi massa intorno alle 12 M☉[4].Aufdenberget al.(1998) deducono che l'errore potrebbe essere attribuito a una stima della gravità superficiale troppo bassa e che una gravità di logg= 3,5 avvicinerebbe maggiormente la stima della massa ricavata da raggio e gravità superficiale a quella ricavabile dalla posizione della stella sul diagramma H-R[4].

Le stime della velocità dirotazionedell'astro intorno al proprio asse () variano da 25km/sa 60 km/s[1].Assumendo con Bernacca e Perinotto (1970)[7]un valore di 35 km/s, se ne desume che ilperiodo di rotazioneè uguale o inferiore a 15 giorni. Per un dato più preciso bisognerebbe conoscere l'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra linea di vista, il cui valore non è stato ancora appurato.

Con un'età stimata di 22,5 milioni di anni[9],Adhara ha cessato o sta per cessare difonderel'idrogenopresente nel suo nucleo ed è quindi da poco uscita dallasequenza principale[3].Le sue dimensioni sono destinate ad aumentare nei prossimi milioni di anni, quando diventerà unasupergigante rossa.Se in questa fase non perderà una quantità eccessiva di massa, potrebbe al termine della sua esistenza esplodere in unasupernova di tipo II;altrimenti potrebbe diventare una raranana bianca al neon e ossigeno[3].

Vento stellare e emissione di raggi X

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Adhara emette unvento stellareche comporta una perdita di massa di3-8 × 10-8M☉all'anno[24].Si tratta di un vento stellare veloce, come è tipico delle stelle appartenenti alle classi spettrali O e B, avente una velocità terminale di 910 km/s[24].Si ritiene che le perturbazioni a cui questo vento è sottoposto siano responsabili dell'emissione diraggi Xdella stella. Le stelle appartenenti alle classi spettrali O e B emettono raggi X nella misura di un decimilionesimo dellaradiazionetotale[25].Dato che tali stelle non presentano unazona convettivasuperficiale e quindi non possiedono unacorona,bisogna pensare a meccanismi alternativi che siano alla base dell'emissione di raggi X. Una delle teorie più accreditate è rappresentata dall'ipotesi che irregolarità nel flusso di radiazione proveniente dalla stella siano alla base di turbolenze nel vento stellare che si diparte dalla superficie dell'astro a velocità molto alte. Le collisioni ad altissima velocità riscaldano il gas del vento stellare portandolo a temperature abbastanza elevate da emettere nella banda dei raggi X[26].All'interno del vento stellare di Adhara è possibile individuare una componente di raggi X più molli, prodotta daplasmaa temperature di 1-2 milioni di K, e una componente più dura, prodotta da plasma a temperature di 6-8 milioni di K[27].

Compagna

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Epsilon Canis Majoris è unastella binaria.La principale fin qui analizzata ha infatti una compagna di magnitudine 7,5, che si trova a unadistanza angolaredi 7,5secondi d'arco[28].L'angolo posizionale fra le due componenti è 161°, essendo 0° il nord e 180° il sud[28].Nonostante le due componenti abbiano una distanza angolare relativamente ampia, la coppia non è facilmente risolvibile essendo la principale circa 250 volte più luminosa della secondaria; è richiesto unostrumentodi almeno 75mmdidiametroper effettuare la separazione. Questa compagna, di classe compresa tra la A e la F, ha unperiodo orbitaledi almeno 7500 anni, e si trova ad una distanza di almeno 900UA(circa 135 miliardi di km) dalla principale[3].

Etimologia e cultura

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Il nomeAdhara,talvolta scrittoAdara,deriva dall'araboعذارى,‘aðāra’,che significa "vergini". Venivano infatti così chiamate le tre stelle vicine Wezen, Aludra e Adhara[12].Nel catalogo stellareCalendariumdiAl Achsasi al Mouakket,risalente alXVII secolo,la stella è designata comeAoul al Adzari(أول ألعذاري-awwil al-aðārii), che è stato tradotto inlatinocomePrima Virginum,"la prima delle Vergini"[29].

In ambientecinese,all'interno dellacostellazionediJing(che significa "pozzo" ), veniva individuato unasterismo,chiamatoHình cung thỉ(Hú Shǐ), che significa "Arco e Freccia" e che comprendeva, oltre ad Adhara,δ Canis Majoris,η Canis Majoris,HD 63032,HD 65456,ο Puppis,κ Puppis,η Canis Majoriseπ Puppis.Di conseguenza, Adhara veniva chiamataHình cung thỉ bảy(Hú Shǐ qī), che significa "la settima stella dell'Arco e Freccia"[30][31].

Adhara è rappresentata nellabandiera del Brasile,assieme ad altre 26 stelle, ciascuna delle quali rappresenta unostato confederato.In particolare essa rappresenta lo stato diTocatins[32].

Note

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  1. ^abcdefghijklmnoADHARA -- Star in double system,suSIMBAD,Centre de données astronomiques de Strasbourg.URL consultato il 15 gennaio 2013.
  2. ^Da parallasse.
  3. ^abcdJim Kaler,Adhara,suStars,Università dell'Illinois.URL consultato il 26 gennaio 2013.
  4. ^abcdefgAufdenberg (1998).
  5. ^abcM. Koleva, A. Vazdekis,Stellar population models in the UV. I. Characterisation of the New Generation Stellar Library,inAstronomy & Astrophysics,vol. 538, 2012, pp. A143, 13 pp.,DOI:10.1051/0004-6361/201118065.URL consultato il 24 gennaio 2013.
  6. ^Da raggio e velocità di rotazione.
  7. ^abP. L. Bernacca, M. Perinotto,A catalogue of stellar rotational velocities,inContributions dell'Osservatorio Astrofisico dell'Universita di Padova in Asiago,n. 239, 1970.URL consultato il 26 gennaio 2013.
  8. ^abLyubimkov, L. S. et al.,Surface abundances of light elements for a large sample of early B-type stars - III. An analysis of helium lines in spectra of 102 stars,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 351, n. 2, 2004, pp. 745–767,DOI:10.1111/j.1365-2966.2004.07825.x.URL consultato il 23 gennaio 2013.
  9. ^abN. Tetzlaffet al.,A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 410, n. 1, gennaio 2011, pp. 190–200,DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.URL consultato il 23 gennaio 2013.
  10. ^abAnderson E., Francis C.,Entry 33579,suExtended Hipparcos Compilation (XHIP),15 febbraio 2012.URL consultato il 17 gennaio 2013(archiviato dall'url originaleil 5 marzo 2016).
  11. ^Bowey (1996).
  12. ^ab(EN) Richard Hinckley Allen,Canis Major,inStar Names—Their Lore and Meaning,Courier Dover Publications, 1889,ISBN0-486-21079-0.URL consultato il 31 gennaio 2013.
  13. ^Una declinazione di 28°S equivale ad una distanza angolare dalpolo sud celestedi 62°; il che equivale a dire che a sud del 62°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 62°N l'oggetto non sorge mai.
  14. ^Jocelyn Tomkin,Once and Future Celestial Kings,inSky and Telescope,vol. 95, n. 4, 1998, p. 59.URL consultato il 18 gennaio 2013.
  15. ^F. van Leeuwen,Validation of the new Hipparcos reduction,inAstronomy and Astrophysics,vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664,DOI:10.1051/0004-6361:20078357.URL consultato il 19 gennaio 2013.
  16. ^abcGry (1995).
  17. ^Cohen (1998).
  18. ^Local Chimney and Superbubbles,susolstation,Solstation, 2011.URL consultato il 21 gennaio 2013.
  19. ^J. V. Vallerga, B. Y. Welsh,Epsilon Canis Majoris and the ionization of the local cloud,inAstrophysical Journal,vol. 444, n. 2, 1995, pp. 702-707,DOI:10.1086/175643.URL consultato il 30 gennaio 2013.
  20. ^A. D. Codeet al.,Empirical effective temperatures and bolometric corrections for early-type stars,inAstrophysical Journal,vol. 203, 1976, pp. 417-434,DOI:10.1086/154093.URL consultato il 22 gennaio 2013.
  21. ^abcGregorio (2002).
  22. ^R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen,The angular diameters of 32 stars,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 167, 1974, pp. 121-136.URL consultato il 22 gennaio 2013.
  23. ^Dato il raggio angolare α di una stella e la sua distanza D, allora il suo raggio è dato dall'equazione:.
  24. ^abCohen (1996).
  25. ^R. Pallavicini, L. Golub, R. Rosner, G. S. Vaiana, T. Ayres, J. L. Linsky,Relations among stellar X-ray emission observed from Einstein, stellar rotation and bolometric luminosity,inAstrophysical Journal,vol. 248, 1981, pp. 279-290,DOI:10.1086/159152.URL consultato il 28 gennaio 2013.
  26. ^L. B. Lucy,X-ray emission from the winds of hot stars. II,inAstrophysical Journal,vol. 255, 1982, pp. 286-292,DOI:10.1086/159827.URL consultato il 28 gennaio 2013.
  27. ^Drew (1994).
  28. ^abJ. Dommanget, O. Nys,Catalogue of the Components of Double and Multiple Stars (CCDM),sucdsarc.u-strasbg.fr.URL consultato il 29 gennaio 2013.
  29. ^E. B. Knobel,Al Achsasi Al Mouakket, on a catalogue of stars in the Calendarium of Mohammad Al Achsasi Al Mouakket,inMonthly Notices of the Royal Astronomical Society,vol. 55, 1895, p. 429.URL consultato il 31 gennaio 2013.
  30. ^(ZH)AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) thiên văn giáo dục tin tức võng 2006 năm 7 nguyệt 17 ngày(archiviato dall'url originaleil 4 febbraio 2012).
  31. ^Hình cung thỉ (Hú Shǐ) è stato occidentalizzato inKoo She.R. H. Allen ritiene cheKoo Shesi riferisca all'asterismo composto daδ Velorumeω Velorum.Seconda l'AEEA, invece, δ Velorum è membro dell'asterismoThiên xã(Tiān Shè), che significa "Tempio del Dio della Terra Celeste", mentreω Velorumnon fa parte di alcun asterismo. Thiên xã (Tiān Shè) è stato occidentalizzato inTseen Shee R.H. Allen ha indicato questo termine come il nome cinese diη Carinae.Cfr.(EN) Richard Hinckley Allen,Argo Navis,inStar Names—Their Lore and Meaning,Courier Dover Publications, 1889,ISBN0-486-21079-0.URL consultato il 31 gennaio 2013.e (ZH)AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) thiên văn giáo dục tin tức võng 2006 năm 7 nguyệt 17 ngày(archiviato dall'url originaleil 4 febbraio 2012)..
  32. ^Astronomy of the Brazilian Flag,suflagspot.net,FOTW Flags Of The World website.URL consultato il 1º febbraio 2013.

Bibliografia

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Voci correlate

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Altri progetti

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