Le stelle delle costellazioni Zodiacali ARIETE

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Le stelle delle costellazioni Zodiacali
ARIETE
Hamal
Origine del nome
Il nome tradizionale della stella è Hamal, in origine riportato come Hamel, Hemal, Hamul o Hammel.
Nella nomenclatura di Flamsteed è indicata come "13 Arietis", ma quest'ultima denominazione è usata molto
raramente, poiché Hamal è una stella brillante che già possiede una nomenclatura di Bayer. Altro nome
della stella era El Nath o Al Natih, il Corno, che oggi è assegnato a β Tauri. Il nome Hamal deriva
dall'espressione che in lingua araba si riferisce all'intera costellazione, Al Ħamal, "l'Ariete". Per evitare
confusioni, l'astro a volte è anche chiamato ‫ راس حمل‬rās al-ħamal, "la testa dell'Ariete".
Osservazioni
Hamal è una stella gigante di tipo spettrale K2 IIICa, dove la notazione "Ca" indica la presenza di linee
di calcio nel suo spettro; è una stella molto grande simile ad Arturo, circa 55 volte più brillante, 18 volte più
grande in diametro, e 4,5 volte più massiccia del Sole e di colore arancione. Il satellite Hipparcos ha indicato
che Hamal dista circa 65,9 anni luce dalla Terra. Questa distanza relativamente piccola, combinata con la
sua luminosità intrinseca, permette alla stella di splendere con una magnitudine apparente di 2,01 variabile
di circa 0,05, il 47° astro più luminoso nel cielo. Nell'antichità, Hamal fu una stella di grande importanza.
Duemila anni fa, l'equinozio di primavera, il punto in cui il percorso apparente del Sole nel cielo interseca
l'Equatore celeste, era situato nell'Ariete è per questo motivo che nell'astrologia il primo segno zodiacale
prende il nome proprio da questa costellazione; il cosiddetto Primo Punto d'Ariete si trovava a soli
nove gradi a sud di Hamal, la stella più luminosa nelle vicinanze. Attualmente si trova nel sud della
costellazione dei Pesci, uno spostamento dovuto alla precessione dell'asse di rotazione terrestre. Le levate
eliache, gli attimi in cui l'astro è ancora visibile prima di essere inghiottito dalla luce solare, di Hamal, in
collaborazione con Spica, erano dunque studiate per stabilire gli equinozi al sorgere e al tramontare del
Sole. Al mattino dell'equinozio di primavera 26 marzo Hamal era appena visibile nelle vicinanze del Sole
mentre dalla parte opposta Spica stava tramontando. Quando si verificava la situazione opposta, con Spica
che sorgeva e Hamal che tramontava si aveva l'equinozio d'autunno 28 settembre.
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Dati Fisici
HAMAL o ALFA ARI 13
Classificazione
Gigante Arancione
Classe spettrale
K2IIICa1
Distanza dal Sole
65,9 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
2 h 7m 10,4s
+23° 27’ 45”
Declinazione
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente da Terra
2,01
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Sheratan
Origine del Nome
Beta Arietis β Ari / β Arietis, Sheratan è una stella bianca nella sequenza principale di magnitudine 2,64
situata nella costellazione dell'Ariete. Dista 60 anni luce dal sistema solare.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale,
può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord
siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre
invisibile solo in prossimità dell'Antartide. La sua magnitudine pari a 2,6 le consente di essere scorta con
facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo
serale ricade nei mesi compresi fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità
rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
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Dati Fisici
SHERATAN o BETA ARIETIS
Classificazione
Bianca nella sequenza principale
Classe Spettrale
A5V C
Distanza dal Sole
59 a.l.
COORDINATE
01h 54m 38,4091”
Ascensione Retta
+20° 48’ 28,926”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,34 raggi solari
Massa
1,98 masse solari
Accelerazione di gravità in superficie
4,00 logg.
Temperatura superficiale
8.128,31 K
Metallicità
145% del Sole
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine apparente dalla Terra
2,64
Magnitudine Assoluta
1,33
Moto Proprio
AR: 92,32 1,00 mx/anno Dec:-108,8 0,54 mx/anno
Velocità Radiale
-1.9 km/s
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Mesarthim
. Origine del Nome
Ha il nome tradizionale Mesartim o Mesarthim, dell'origine oscura ed è stato chiamato “la prima stella in
Aries„ come essendo contemporaneamente la stella visibile più vicina al punto dell’equinozio o punto
vernale. Mesarthim, gamma ari, dall'arabo i servitori
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale,
può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord
siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre
invisibile solo in prossimità dell'Antartide. Essendo di magnitudine 3,9, la si può osservare anche dai piccoli
centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per
la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi
fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso,
grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
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Dati Fisici
MESARTHIM
Classificazione
Iper Gigante Bianca
Classe Spettrale
A0 D
Distanza dal Sole
203 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
01h 53m 31,8143s
+19° 17’ 37,866”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,39 raggi solari
Massa
2,68 masse solari
Accelerazione di gravità in superficie
3,81 logg,
Temperatura superficiale
9772,37 K
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine apparente dalla Terra
3.88
Magnitudine assoluta
-0,1
Moto Proprio
AR: 79,43 1,06 mx/anno Dec: -99,10 0,65 mx/anno
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TORO
Aldebaran
Origine del nome
Il suo nome deriva dalla parola araba ‫ الدبران‬al-Dabarān, l'inseguitore, in riferimento al modo in cui la stella
sembra seguire l'ammasso delle Pleiadi nel loro moto notturno. Astrologicamente, Aldebaran era una stella
fortunata, che portava ricchezze e onori. Era, insieme ad Antares, Regolo e Fomalhaut, una delle quattro
stelle reali dei Persiani dal 3000 a.C. Aldebaran sembra visualmente associata all' ammasso
delle Iadi l'ammasso aperto più vicino alla Terra, ma si trova in realtà molto più vicino a noi e l'associazione
è data solo dalla prospettiva.
Osservazioni
Aldebaran è una delle stelle più facili da trovare in cielo, sia per la sua luminosità che per l' associazione con
uno degli asterismi più evidenti. Se si traccia una linea che passa per le tre stelle della cintura di Orione da
sinistra a destra nell'emisfero nord o da destra a sinistra nell'emisfero sud, la prima stella brillante che si
incontra è Aldebaran, appare anche come la più luminosa delle Iadi, l'ammasso aperto nella testa del Toro.
Si tratta però solo di un'associazione apparente in quanto Aldebaran è sulla linea di vista tra la Terra e le
Iadi, che si trovano in realtà a una distanza doppia, a quasi 150 anni luce dal nostro pianeta. Aldebaran è
abbastanza vicina all'eclittica da poter essere occultata dalla Luna. Tali occultazioni avvengono quando
il nodo ascendente è vicino all'equinozio autunnale. L'occultazione del 22 settembre 1978 fu sfruttata per
una stima del diametro della stella. La prossima opportunità si avrà nel 2015. È una stella binaria, ha infatti
una piccola compagna, una debole nana rossa di tipo M2 posta a molte centinaia di unità astronomiche. Nel
1993 misure della velocità radiale di Aldebaran, Arturo e Polluce sembravano mostrare un'oscillazione di
lungo periodo della velocità radiale di Aldebaran che poteva essere interpretata come legata alla presenza
un compagno sub stellare. La massa di questo ipotetico compagno era stimata in almeno 11,4 volte quella di
Giove, con un periodo orbitale di 643 giorni, una separazione di 2 unità astronomiche e un'orbita
mediamente eccentrica. Tuttavia tutte e tre le stelle mostrarono poi oscillazioni simili che avrebbe richiesto
compagni di massa uguale; gli autori pertanto conclusero che la variazione della velocità era intrinseca e
non dovuta a effetti gravitazionali di un compagno. Osservazioni successive non hanno confermato la
presenza di alcun compagno in orbita attorno ad Aldebaran. Cinque deboli stelle appaiono abbastanza
vicine al campo visivo di Aldebaran da farle considerare un'associazione di binarie ottiche. A queste stelle fu
data una designazione di stella secondaria ordinata alfabeticamente all'incirca nell'ordine della scoperta, con
la lettera A riservata alla primaria. Alcune osservazioni hanno indicato che Alpha Tauri B potrebbe avere
all'incirca lo stesso moto proprio e la parallasse di Aldebaran e costituire così una binaria fisica. Le misure
precise sono tuttavia piuttosto difficili perché la debole componente B si trova troppo vicina alla brillante
compagna. Il margine di errore è perciò troppo elevato per confermare (o escludere) la relazione fisica tra le
due stelle e questo vale anche per le altre secondarie, per nessuna delle quali è stato possibile confermare
univocamente l'associazione fisica. Alpha Tauri CD è un sistema binario con le due componenti C e D legate
gravitazionalmente tra loro e orbitanti una intorno all'altra. Le due stelle si trovano però molto più lontano di
Aldebaran e fanno parte dell'ammasso delle Iadi che non interagisce in alcun modo con Aldebaran.
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Aldebaran
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Dati Fisici
ALDEBARAN
Classificazione
Gigante Arancione Variabile
Classe Spettrale
K5 III
Distanza dal Sole
65,1 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
4h 35m 55,238s
Declinazione
+16° 30’ 33,485”
DATI FISICI
Raggio Medio
32,61 raggi solari
Massa
2,15 masse solari
Temperatura Superficiale
3875 K
Luminosità
153 luminosità solare
Indice di Colore (B-V)
1,54
DATI OSSERVATIVI
0,99
-0,64
Moto Proprio
AR: 62,78 mx/anno Dec: -189,36 mx/anno
Velocità Radiale
+53,8 km/s
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Elnath
Origine del Nome
Elnath, Beta Tauri, β Tau, detta anche Nath o El Nath, è la seconda stella più luminosa, dopo Aldebaran
della costellazione delToro. Il suo nome proprio deriva dall'arabo ‫ال نطح‬, an-naţħ, che significa quella che
cozza con le corna. In effetti questa stella giace all'estremo superiore del grande corno della costellazione
del Toro, proprio dove quest'ultima confina con quella dell'Auriga, tanto da essere attribuita ora all'una ora
all'altra delle due costellazioni. Nel catalogo Bayer essa compare infatti anche come Gamma Aurigae, γ Aur.
Nei moderni cataloghi è comunque stabilmente attribuita alla costellazione del Toro.
Osservazioni
La magnitudine apparente di β Tauri è 1,68, il che la rende una delle stelle più brillanti dell'intera volta
celeste, per la precisione la ventisettesima in ordine di luminosità. È inoltre la stella brillante più vicina, dista
infatti tre gradi in direzione ovest, al punto della volta celeste esattamente opposto al centro della Via Lattea,
detto anche anticentro galattico. In questa direzione giacciono anche vaste nubi di gas, dove si
stanno formando nuove stelle. Relativamente al Sole, essa presenta una certa abbondanza di manganese,
ma una quantità di calcio e magnesio decisamente bassa, un ottavo di quella solare. Questa peculiarità si
presenta spesso in stelle di questo tipo ed è dovuta all' azione combinata della gravitazione e
della radiazione che spinge certi elementi all'interno della stella e ne fa affiorare degli altri in superficie.
Elnath si trova in uno stadio avanzato della sua evoluzione: anche se non ha ancora completamente
esaurito l'idrogeno all'interno del suo nucleo, questo succederà in tempi relativamente brevi, abbandonando
così la sequenza principale; entro qualche milione di anni si trasformerà in una gigante rossa. Troppo poco
massiccia per esplodere in una supernova, è destinata a diventare una nana bianca.
Elnath β
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Dati Fisici
ELNATH
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
B7 III
Distanza dal Sole
130 a.l.
Coordinate
Ascensione Retta
5h 26m 17,5s
Declinazione
+28° 36’ 27”
Dati Fisici
4,6 – 6 Raggi solari
Raggio Medio
Massa
4,5 Masse Solari
Velocità di Rotazione
140 km/s
13.600 K
Luminosità
700 Luminosità solare
Indice di Colore (B-V)
-0,13
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente dalla Terra
1,68
-1,37
Moto Proprio
Velocità Radiale
+9,2 km/s
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LE PLEIADI
Origine del nome
Le Pleiadi, conosciute anche con il nome di ' Sette Sorelle ' oppure di ' Gallinelle ' sono note fin dall'antichità;
infatti le cita Omero nell'Odissea e ne parla la Bibbia nel libro di Giobbe. I loro nomi, introdotti dal poeta
greco Arato vissuto nel terzo secolo a.C., sono Alcione, la più luminosa, Maia , Merope , Elettra , Taigete ,
Asterope , Celeno e corrispondono alle sette mitiche figlie di Atlante. Nel XVI secolo sono stati aggiunti i
nomi dello stesso Atlante e di sua moglie Pleione. Secondo un mito raccontato da Igino, I secolo d.C,. un
giorno Pleione e le figlie, mentre stavano attraversando la Beozia, furono aggredite dal gigante Orione che
voleva possederle oppure, secondo un'altra versione del mito, sedurre la madre. Le ragazze riuscirono a
sfuggire all'agguato ma da quel giorno cominciò un lungo inseguimento da parte dell'infuriato Orione fino a
quando Zeus, impietosito, le trasformò in stelle. Stessa sorte toccò poi al gigante il quale continuò
l'inseguimento in cielo. Per quanto riguarda il nome c'è chi lo fa derivare da pléin , navigare, poiché le
Pleiadi indicavano dopo l'inverno l'inizio della stagione idonea alla navigazione; chi invece lo fa derivare da
pléion', più, poiché sono numerose e chi ancora da péleiades', stormo di colombe, poiché prima di
diventare stelle Zeus le avrebbe trasformate in questi uccelli per potere sfuggire più facilmente
all'inseguimento di Orione.Da notare che anche un marchio di auto porta il nome Pleiadi è la Subaru e per
stemma la figura delle medesime.
Osservazioni
L'ammasso delle Pleiadi si trova a nord dell'equatore celeste, dunque nell'emisfero boreale; la
sua declinazione è pari a circa 24°N, pertanto è sufficientemente vicina all'equatore celeste da risultare
osservabile da tutte le aree popolate della Terra, fino al circolo polare antartico. A nord del circolo polare
artico appaiono invece circumpolari, mentre un grado a nord del Tropico del Cancro si possono osservare
allo zenit. L'ammasso domina, nell'emisfero nord, il cielo serale dalla metà dell'autunno all'inizio della
primavera, mentre dall'emisfero sud è un oggetto tipico del cielo estivo. Le Pleiadi si individuano con grande
facilità, anche dai centri urbani moderatamente afflitti da inquinamento luminoso; appaiono come un fitto
gruppetto di astri molto vicini fra loro, di colore azzurro e dalla forma caratteristica, che ricorda quella di una
chiocciola o una miniatura dell'Orsa Minore. Ad occhio nudo si possono scorgere, fuori dalle aree urbane,
fino a una dozzina di componenti, sebbene le più appariscenti siano otto, cinque o sei in un cielo
moderatamente inquinato. Al binocolo si ha la visuale migliore: l'ammasso appare completamente risolto in
stelle, le quali da otto diventano alcune decine; si può inoltre notare che molte di quelle che ad occhio nudo
sembravano stelle singole appaiono ora disposte in coppia o in piccoli gruppi; due concatenazioni di stelle
minori si possono osservare ad est e a sudovest. La visione al telescopio a bassi ingrandimenti consente
ancora di apprezzare la natura d'insieme dell'ammasso, mentre ad ingrandimenti maggiori non è possibile
farlo rientrare tutto nell'oculare; telescopi più potenti possono inoltre mostrare fra le componenti delle
deboli nebulosità diffuse, di colore azzurro, che riflettono la luce delle stelle principali delle Pleiadi. Un'altra
curiosità è nell’età delle Pleiadi, quando su la Terra si estinguevano i Dinosauri, nascevano, circa 80/90
milioni di anni fa.
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Ammasso aperto
Dati Fisici
PLEIADI
Ascensione Retta
3h 47’
Declinazione
24° 07’
Distanza dal Sole
440 a.l.
Magnitudine Apparente
1,6
Dimensione Apparente
110’
CARATTERISTICHE FISICHE
Tipo
Ammasso Aperto
Classe
I3rn
Dimensione
12 a,l,
Età Stimata
80 – 90 milioni di anni
Designazione Messier
M 45
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GEMELLI
Castore
Origine del nome
Castore α
Gem
/
α
Geminorum
/
Alfa
Geminorum
è
un sistema
stellare visibile
nella costellazione dei Gemelli; si trova a circa 49,7anni luce dalla Terra ed è la seconda stella più brillante
della costellazione cui appartiene, dopo Polluce. I nomi delle due stelle derivano dai gemelli della mitologia
greca Castore e Polluce. Nel 1719 James Bradley scoprì che Castore era una binaria visuale, Castore
A, di magnitudine apparente 2,0 e di classe A1, e Castore B, di magnitudine 2,8 e classe A2-5. Sono
separate da circa 3,9 secondi d'arco e hanno un periodo di rivoluzione di circa 467 anni. Ognuna delle due
componenti di Castore è una binaria spettroscopica, quindi un sistema quadruplo.
Osservazione
Il sistema di Castore si può osservare da tutte le aree abitate della Terra, ma principalmente dall'emisfero
boreale: la sua declinazione, pari a circa 32°N, fa sì che alle latitudini scandinave sia circumpolare, mentre
alle latitudini medie europee, mediterranee,statunitensi e dell'Asia centrale resti ben visibile per gran parte
delle notti dell'anno, in particolare da ottobre a metà giugno. Il suo riconoscimento è facilitato dalle presenza,
a pochi gradi di distanza, della stella Polluce, la quale appare leggermente più luminosa, ma comunque
simile; da questa coppia di stelle, rappresentanti le teste dei due gemelli che la costellazione intende
rappresentare, partono due concatenazioni di stelle che sembrano puntare in direzione di Orione.
Castore A
Castore A consiste di due stelle, chiamate Castore Aa e Castore Ab, distanti solo 3 milioni di km e orbitanti
l'una intorno all'altra con un periodo di 9,21 giorni. Vista la loro vicinanza è abbastanza difficile distinguere le
caratteristiche delle due stelle: Castore Aa dovrebbe essere una stella di classe A1, molto simile a Sirio, e
quindi avente una massa di poco superiore alle due masse solari, un raggio circa 2,3 volte quello solare e
una luminosità compresa fra 17 e 34 volte quella del Sole, a seconda delle caratteristiche della sua vicina
compagna. Castore Ab è una stella nana, di classe incerta: essa è almeno M5, ma forse è più luminosa. La
sua massa è probabilmente compresa fra il 40 e il 60% di quella solare. Tuttavia alcune osservazioni hanno
riscontrato in Castore Ab fenomeni che paiono essere tipici delle stelle di classe A, come flare di raggi X o
flare a banda larga. Questo ha portato alcuni a sospettare che Castore Ab sia in realtà una stella molto più
massiva di quanto si sia finora pensato.
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Castore B
Castore B consiste di due stelle, chiamate Castore Ba e Castore Bb, distanti solo 4 milioni di km e orbitanti
l'una intorno all'altra con un periodo di 2,9 giorni. Castore Ba è una stella di classe A2-5m, avente 1,7 volte la
massa del Sole e 1,6 volte il suo raggio. È 14 volte più luminosa del Sole. Castore Bb è una stella nana di
classe incerta: essa è almeno M2, ma forse appartiene a un tipo più luminoso. La sua massa si aggira fra il
40 e il 60% di quella solare, ma forse è anche maggiore.
Castore C
Il sistema composto da Castore A e Castore B ha una debole compagna a circa 72" Castore C o YY
Geminorum che ha la stessa parallasse e moto proprio; questa compagna è lei stessa una binaria
spettroscopica, con un periodo orbitale di 19,5 ore. Le due componenti, chiamate Castore Ca e Castore Cb,
sono separate fra loro da meno di 3 milioni di km e hanno una luminosità totale pari a 5,1% quella solare. Le
due stelle, due nane rosse di classe M0,5Ve, hanno un'orbita quasi circolare il cui piano è posizionato in
modo tale che dalla Terra possiamo osservare le due stelle eclissarsi l'una con l'altra. Castore Ca ha una
massa stimata nell'ordine di 0,62 volte quella solare e una luminosità due centesimi e mezzo quella del Sole.
Castore Cb ha una massa stimata nell'ordine di 0,57 volte quella solare e una luminosità simile a quella di
Castore Ca. Si può quindi considerare Castore un sistema stellare sestuplo, con sei stelle individuali legate
gravitazionalmente.
Castore
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Dati Fisici
CASTORE
Classificazione
Stella bianca di sequenza, variabile, multipla
Classe
A1 V
Distanza dal sole
49,8 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 34m 36s
Declinazione
+31° 53’ 18”
DATI FISICI
Raggio Medio
2,1 Raggi Solari
Massa
2,15 Masse Solari
10.300 K
Luminosità
30 Luminosità Solari
Indice di Colore (BV)
0,04
Età Stimata
200 milioni di anni
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine Apparente dalla Terra
1,96
1,33
Moto Proprio
AR: -206,33 mx/anno DEC: -148,18 mx/anno
Velocità Radiale
+5,2 km/s
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Polluce
Origine del nome
Polluce, in latino Pollux, che si trova a sud-est di Castore , è una stella gigante di colore arancione che dista
33,7 anni luce dalla Terra. Ha un diametro che è circa dieci volte maggiore di quello del Sole, ed è trenta
volte più luminosa, mentre la sua temperatura superficiale è di poco inferiore ad esso. Anche se,
solitamente, le lettere greche della nomenclatura di Bayer vengono assegnate in base alla luminosità,
partendo da α e proseguendo man mano che essa diminuisce, nel caso di Polluce, la cui lettera
identificatrice farebbe pensare a un "secondo posto", non è così. Polluce è infatti la stella più brillante
della costellazione, e la diciassettesima stella in ordine di luminosità, mentre Castore è ventitreesima. Per
spiegare questa discrepanza, ammesso che non si tratti di un semplice errore nell'assegnazione iniziale
delle lettere, si è ipotizzato che una delle due stelle abbia cambiato la propria luminosità negli ultimi secoli,
ma non si ha alcuna prova certa a sostegno dell'una o dell'altra ipotesi.
Osservazioni
Polluce ha un pianeta, Polluce b scoperto nel 2006. Il pianeta ha una massa minima 2,3 volte quella
di Giove e ruota attorno alla stella in 589,6 giorni
Polluce in confronto col Sole
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Dati Fisici
POLLUCE
Classificazione
Gigante Arancione
Classe spettrale
K0 IIIb
Distanza dal Sole
33,7 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 45m 19,4s
+28° 01’ 35”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
8,0 Raggi Solari
Massa
1,86 Masse Solari
Periodo di Rotazione
38 giorni
4.865 K
Luminosità
1,00
Metallicità
90% del Sole
DATI OSSERVATIVI
Magnitudine dalla Terra
1,15
1,09
Moto Proprio
AR: -625,69 mx/anno Dec: -45,95 mx/anno
Velocità Radiale
3,3 km/s
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Wasat
Origine del nome
Delta Geminorum δ Gem, è una stella della costellazione dei Gemelli. È tradizionalmente nota come Wasat,
parola araba col significato di centrale o di mezzo. In cinese la parola 天樽 Tiān Zūn, che significa Coppa di
vino celeste, indica un asterismo composto da δ Geminorum, 57 Geminorum ω Geminorum nella
costellazione cinese del Pozzo dell'Uccello Vermiglio del Sud. δ Geminorum stessa è quindi conosciuta col
nome di 天樽二, Tiān Zūn èr, che significa La Seconda Stella della Coppa di Vino Celeste.. O, più
semplicemente, Ta Tsun.
Osservazioni
Wasat è solo due decimi di grado a sud dell'eclittica e perciò è periodicamente occultata dalla Luna e più
raramente da un pianeta. L'ultima occultazione da parte di un pianeta è stata quella causata da Saturno il 30
giugno 1857. La prossima occultazione sarà causata da Venere il 12 agosto 2420. Wasat è in realtà
una stella binaria avendo una compagna più fredda, una stella di Classe K non visibile ad occhio nudo, ma
facilmente osservabile con un piccolo telescopio. Il periodo orbitale di Wasat e della sua compagna è di
1200 anni.
Wasat
Posizione di Wasat dal centro leggermente in alto
a sinistra
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Dati Fisici
WASAT
Classe Spettrale
F0
Distanza dal Sole
59 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
07h 20m 07,38s
Declinazione
+21° 58’ 56,42”
DATI OSSERVATIVI
3,5
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Alhena
Origine del Nome
Alhena γ Gem / Gamma Geminorum, chiamata anche Almeisan, è la
terza stella più luminosa della costellazione dei Gemelli, dopo Polluce e Castore. Essa brilla
alla magnitudine 1,95, il che ne fa la quarantunesima stella più luminosa dell'intera volta celeste. Il nome
Alhena deriva dall' Arabo ‫ ال ه ن عه‬Al Han'ah, che significa marchio a fuoco, sul collo del cammello, mentre il
nome alternativo Almeisan deriva dall'arabo ‫ ناسیملا‬Al Maisan, che significa la splendente.
Osservazioni
Alhena è posta nella parte sud-ovest dei Gemelli, in corrispondenza dei piedi di Polluce. Essa inoltre si trova
a nord di uno dei più conosciuti asterismi, quello del Triangolo invernale. Avendo declinazione +16°, cioè
essendo collocata abbastanza vicino all'equatore celeste, benché si tratti di una stella dell'emisfero boreale è
visibile anche in tutte le regioni abitate dell'emisfero australe. Diviene circumpolare solo nelle estreme regioni
settentrionali dell'emisfero boreale, oltre il 74º parallelo, ossia nelle parti più settentrionali della Russia,
del Canada e della Groenlandia. Alhena è in realtà una stella doppia, avendo la principale una compagna.
Ciò fu scoperto nel 1905. Non è possibile risolvere le due componenti mediante un telescopio vista la
distanza del sistema, quella fra le due componenti e la loro grande differenza di luminosità. Si è quindi ricorsi
a metodi spettroscopici, misurando le differenze di velocità radiale della principale. Tuttavia il 13
gennaio1991, l'asteroide 381 Myrrha ha occultato Alhena ed è stato possibile osservare direttamente la
secondaria per il breve lasso di tempo in cui la principale era ancora eclissata dall'asteroide, mentre la
secondaria non lo era già più[. Il sistema di Alhena è stato fatto oggetto di numerose indagini e c'è una
discreta conoscenza delle sue caratteristiche. Le difficoltà dello studio del sistema sono determinate dalla
combinazione di un periodo orbitale abbastanza lungo con una eccentricità molto elevata. La secondaria
orbita intorno alla principale con un periodo di poco più di 12 anni e mezzo e l'eccentricità dell'orbita è 0,89.
La distanza media fra le due componenti è di 8,5 unità astronomiche, ma l'alta eccentricità dell'orbita le porta
ad avvicinarsi fino a 1 UA al periastro e ad allontanarsi fino a circa 18 UA all'afastro. La differenza di
luminosità fra le due componenti dovrebbe aggirarsi intorno alle 6,5 magnitudini, il che significa che la
seconda dovrebbe avere una luminosità di circa 0,6 L☉. Ciò non collima del tutto con le masse stimate delle
due componenti: 2,8 M☉ e 1,07 M☉. Secondo la misura della massa infatti la secondaria dovrebbe essere
una stella simile al Sole e trovarsi fra le prime sottoclassi della classe spettrale G. Secondo la misura della
differenza di luminosità invece la secondaria dovrebbe essere una stella che si colloca fra le ultime
sottoclassi della classe G e le prime della classe K. L'osservazione diretta durante l'occultamento della
principale tramite l'asteroide ha rivelato che la stella è di colore giallo e che quindi dovrebbe trattarsi di una
stella di classe G. Evidentemente ci sono però ancora troppe incertezze nelle misurazioni, che richiedono
ulteriori studi. In ogni caso dovrebbe trattarsi di una stella di sequenza principale, essendosi le due
componenti formate dalla stessa nuvola di gas ed evolvendo le stelle di massa più grande più velocemente.
21
Alhena
γ indica la posizione di Alhena nella
costellazione dei Gemelli
22
Dati Fisici
ALHENA
Classificazione
Stella Subgigante Bianca
Classe Spettrale
A0 IV
Distanza dal sole
110 a.l. circa
COORDINATE
Ascensione Retta
6h 37m 42,701s
Declinazione
+16° 23’ 57,31”
DATI FISICI
Raggio Medio
5 Raggi solari
Massa
2,8 Masse Solari
80 Giorni
32 km/s
9.500 K circa
Luminosità
0,00
Metallicità
100% del Sole
DATI OSSERVATIVI
+1,90
-0.61
Moto Proprio
Velocità radiale
-12,5 km/s
23
Mebsuta
Origine del Nome
Mebsuta, Epsilon Geminorum. Il nome, sorprendentemente simili e facilmente confuso con Mekbuda.
Nell'antica tradizione arabo le due stelle erano le zampe di un leone (relativo, ma non esattamente, Mebsuta
si riferisce alla zampa tesa, Mebsuta è una delle stelle più rare .
Osservazioni
Mebsuta misura 150 il nostro Sole, ovvero circa le dimensioni dell'orbita di Venere. Mebsuta è uno dei pochi
supergiganti che si trovano lungo il percorso della Luna. Con tempismo quanto tempo ci vuole la Luna in
movimento per coprire, o occulta, una stella, siamo in grado di misurare il diametro angolare della
stella. Tale misurazione, in combinazione con un altro metodo che comporta l'interferenza di onde di luce
dalla stella, dà esattamente lo stesso diametro, mostrando vari parametri della stella siano corrette. Mebsuta
luminosità e la temperatura suggeriscono che la sua massa risulta compreso tra i 7 e 9 volte quella del Sole
e che ora è in uno stato piuttosto avanzato di invecchiamento, più probabile fusione di elio in carbonio nel
suo nucleo profondo.
24
Dati Fisici
MEBSUTA
Classificazione
Stella Supergigante Gialla
Classe Spettrale
G8 Ib
Distanza dal sole
903 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
6h 40m 55,9s
Declinazione
+25° 57’ 52,2”
DATI FISICI
Raggio Medio
150 Raggi solari
Massa
8 Masse Solari circa
4.360 K
Luminosità
0,00
DATI OSSERVATIVI
+2,98
-4,15
Moto Proprio
Velocità radiale
9,9 km/s
25
Tejat Posterior
Origine del Nome
Ha il nome tradizionale Tejat posteriore , il che significa piede posteriore , perché è ai piedi del Castore , uno
dei gemelli
Osservazioni
Tejat Posterior, la Mu, collocata in prossimità del limite Ovest. La via Lattea ne lambisce la porzione
Occidentale ed è proprio in questa regione che si addensano gli oggetti Galattici più cospicui e le nebulose
diffuse. Qui si trova M 35, l’unico oggetto del Catalogo di Messier della costellazione, Si tratta di un
ammasso stellare aperto che, in condizioni di buona visibilità può essere osservato a occhio nudo, essendo
caratterizzato da una magnitudine integrale di poco più debole della quinta e da un estensione simile a
quella della Luna piena. Al di fuori di quest’area si incontrano altri più deboli ammassi, alcune nebulose
planetarie e flebili Galassie
26
Dati Fisici
TEJAT POSTERIOR
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M3 III
Tipo di Variabile
Irregolare LB
Periodo di Variabilità
27 giorni
Distanza dal Sole
250 a.l. circa
COORDINATE
Ascensione Retta
6h 22m 57,627s
Declinazione
+22° 30’ 48,91”
,
DATI FISICI
Raggio Medio
104 Raggi Solari
Massa
9 Masse Solari
3,650 K
Luminosità
1.540 Luminosità Solari
1,64
DATI OSSERVATIVI
min 3,02 max 2,75
Moto Proprio
-1,39 media
AR: 58,39 mx/anno Dec: -110,03 mx anno
Velocità Radiale
+54,46 km/s
27
Propus o Tejat Prior
Origine del Nome
Tejat Prior anche Propus , in origine greca che significa, piede è il nome della stella η Geminorum,
Eta Geminorum . Propus è dal Propous di Ipparco circa 160-120 a.C. secondo secolo, astronomo greco
Tolomeo, che indica la sua posizione di fronte al piede sinistro di Castore, ed è il suo titolo universale
Osservazioni
Tejat Prior può essere coperta dalla luna e, molto raramente da pianeti. L'ultima eclissi di Tejat Prior da un
pianeta ha avuto luogo il 27 Luglio 1910 dal pianeta Venere , il secondo per durare in data 11 Luglio 1837
da Mercurio.
28
Dati Fisici
TEJAT PROPUS o PRIOR
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M3 III 0III ab
Tipo di Variabile
Irregolare LB
234 giorni
Distanza dal Sole
349 a.l. circa
COORDINATE
Ascensione Retta
6h 14m 56,60s
Declinazione
+22° 31’ 60,0”
DATI FISICI
Raggio Medio
110 Raggi Solari
Massa
10 Masse Solari
3.600 k
Luminosità
2400 Quella del sole
DATI OSSERVATIVI
3,33
-2,0
29
CANCRO
Asellus Australis
Origine del Nome
Ha la denominazione tradizionale Australis Asellus che in latino significa sud asino colt . Essa ha anche il
più lungo di tutti i nomi noti, stella Arkushanangarushashutu , derivati da antico babilonese che significa la
stella del sud-est del granchio.
Osservazioni
Delta Cancri o Asellus Australis è stata coinvolta nella prima occultazione registrata, da Giove:
L'osservazione più antica di Giove, che conosciamo è quella riportata da Tolomeo, quando il pianeta
eclissato la stella nota come Delta Cancri. Questa osservazione è stata fatta il 3 settembre, sul meridiano di
Alessandria d’Egitto.Delta Cancri segna anche il famoso ammasso stellare aperto Presepe o Cluster, noto
anche come Messier 44. Nei tempi antichi M44 è stato utilizzato come indicatore del tempo, come la rima
seguente greco Arato ' Prognostica rivela: Un presepe torbida con entrambe le stelle Shining inalterato è un
segno di pioggia. Mentre se l'Ass nord non è disponibile Con vaporoso Sindone, quello con il luccichio sud
radiante, Aspettatevi a sud del vento: il sudario vaporoso e radianza Scambio di Borea Harbinger stelle. Allen, 1898 Il significato di questo versetto è che se Asellus Borealis o Gamma Cancris è nascosto dalle
nuvole, il vento sarà da sud e che la situazione sarà invertita se Arkushanangarushashutu è oscurata. C'è
qualche dubbio però circa l'esattezza di questa come nota Allen: Il nostro Weather Bureau, probabilmente ci
dicono che se una di queste stelle erano così nascosto, l'altro sarebbe anche. Allen, 1898
30
Dati Fisici
ASELLUS AUSTRALIS
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K0III
Tipo di Variabile
sconosciuta
Distanza dal Sole
141 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
08h 44m 41,1s
+18° 09’ 15”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
9 raggi solari
Massa
0.9 masse solari
5.300 k
Luminosità
1,08
DATI OSSERVATIVI
3,94
0,824
Moto Proprio
RA: -17,10 mx/anno dec: -228,46 mx/anno
Velocità Radiale
17,1 km/s
31
Asellus Borealis
Origine del Nome
Asellus Borealis γ Cnc / γ Cancri / 43 Cancri è una stella situata
nella costellazione del Cancro avente magnitudine apparente+4,67. L'origine del nome è correlata
all'ammasso aperto M44, denominato Il Presepe, in virtù della posizione della stella nella costellazione la
parola Asellus significa asino nella lingua latina. A differenza di Asellus Borealis, che si trova all'estremo
nord della costellazione, la stella Asellus Australis δ Cancri si trova nell'estremo meridionale.
Osservazioni
Il mescolamento dei gas dovuto alla sua rapida rotazione 79 km/s comporta una composizione chimica
normale che la esclude dal gruppo di stelle peculiari. Asellus Borealis possiede due compagne visuali
rispettivamente a 1 e 2 minuti d'arco. La seconda, denominata Gamma Cancri B, è una stella doppia. Ciò
nonostante, nessuna delle due è influenzata dalla gravità di Asellus Borealis, perché si trovano
semplicemente sulla stessa linea visuale
32
Dati Fisici
AUSELLUS BOREALIS
Classificazione
Gigante Bianca
Classe Spettrale
A1 IV
Distanza dal Sole
158 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
8h 43m 17,15s
Declinazione
+21° 28’ 06,6”
DATI FISICI
Raggio Medio
2 Raggi Solari
Massa
2,3 Masse Solari
9.400k
Luminosità
Età Stimata
780 milioni di anni
DATI OSSERVATIVI
+ 4,67
+ 1,23
Moto Proprio
Velocità Radiale
+ 4,67 km/s
33
Acubens
Origine del Nome
Acubens (α Cnc / α Cancri / 65 Cancri), è un sistema stellare triplo della costellazione del Cancro di classe
spettrale A5m. La lettera 'm' indica che si tratta di stelle con linee metalliche. Il suo nome deriva dalla parola
araba ‫ ال زب ان ى‬Az-Zubana che significa pinza del cancro -. Assai simile al Sole
Osservazioni
La componente principale del sistema Acubens A è a sua volta una stella doppia, la cui natura è stata
scoperta grazie ad una occultazione lunare e le cui componenti sono separate soltanto da 0,1 parcsec.
Ognuna delle due stelle è 23 volte più luminosa del Sole con una massa doppia. A 11 secondi di arco, si
trova la compagna Acubens B che appare come una stella di magnitudine apparente 12. A sua volta è un
sistema binario del quale si sa molto poco. Acubens A e Acubens B si trovano separate di almeno 600 UA.
34
Dati Fisici
ACUBENS
Classificazione
Bianca
Classe Spettrale
A5m
Distanza dal Sole
174 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
8h 58m 29,2s
+11° 51’ 28”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1 Raggio Solare
Massa
2 Masse Solari
.
Luminosità
23 Luminosità del Sole
0,14
DATI OSSERVATIVI
4,25
0,61
Moto Proprio
Velocità Radiale
-13,8 km/s
35
Altarf
Origine del Nome
Cancri Beta (β Cnc, β Cancri) è la più brillante stella della costellazione del Cancro .Ha il nome tradizionale
Tarf o Al Tarf, Altarf, certamente una derivazione dall’arabo l’occhio o lo sguardo
Osservazioni
Beta β Cancer , Al Tarf , la marcatura del piede meridionale posteriore del Granchio. Si tratta di un arancio K
di tipo gigante con una magnitudine apparente di 3,50 e la magnitudine assoluta di -1,25. Ha un debole,
compagno di quattordicesima magnitudine trova a 29 secondi d'arco di distanza.
36
Dati Fisici
ALTARF
Classificazione
Gigante Arancio
Classe Spettrale
K 4III
Tipo di Variabile
non specificato
Distanza dal Sole
290 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
08h 16m 30,920s
09° 11’ 07,961”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
49 Raggi Solari
Massa
4.039 K
Luminosità
-1.48
DATI OSSERVATIVI
3,536
-1,21
Moto Proprio
RA: -46,80 mx/anno Dec: -48,65 mx/anno
Velocità Radiale
22,94 km/s
37
LEONE
Regolo
Origine del Nome
Il nome Regulus deriva dal latino e significa "piccolo re". Data la sua posizione nella costellazione è
conosciuta anche come Cor Leonis, "il cuore del Leone". Era una delle quattro stelle regali dei Persiani,
insieme a Aldebaran, Antares e Fomalhaut.
Osservazioni
La stella appartiene alla sequenza principale, è di tipo spettrale B, ed è 3,4 volte più massiccia del Sole.
Trattandosi di una stella bianco-azzurra, è molto più calda del Sole e circa 130 volte più luminosa. Regulus A
è anche una binaria spettroscopica; attorno alla principale ruota una debole stella di 0,3 masse solari,
probabilmente una nana bianca che dista solamente 0,35 U.A. dalla principale.. Regolo è un sistema
quadruplo, infatti distante 4200 unità astronomiche è presente un piccola compagna che è in realtà a sua
volta una stella doppia le cui componenti sono una stella di tipo spettrale K1, con una massa pari all'80% di
quella solare e una luminosità pari a poco meno di un terzo di quella del Sole, e una compagna molto più
debole di classe spettrale M e di massa pari a un quinto di quella solare; queste due componenti distano fra
loro 95 UA. Orbitano intorno alla principale con un periodo di almeno 130 000 anni. Regulus si trova quasi
sul piano dell'eclittica; per questo viene sovente occultata dalla Luna, e, più raramente, anche dai pianeti del
sistema solare.
L'oggetto brillante sulla sinistra è Regolo. La debole macchia chiara al centro è la galassia nana sferoidale UGC 5470.
38
Dati Fisici
REGOLO
Classificazione
Stella Bianca-azzurra
Classe Spettrale
B7 V
Distanza dal Sole
77,5 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
10h 08m 22,31s
+11° 58’ 1,94”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
3,5 Raggi Solari
Massa
3,5 Masse Solari
13.000 K
19,2 ore
317 km/s
DATI OSSERVATIVI
1,36
0,5
39
Denebola
Origine del Nome
Denebola β Leo / β Leonis / Beta Leonis è la seconda stella più luminosa della costellazione del Leone. Il
suo nome deriva dall'arabo ,‫ ذن ب اال سد‬Deneb Alased, pron. IPA, ðanab al-asad, la coda del Leone, in quanto
per la sua posizione nella costellazione rappresenta la coda del Leone il nome di Deneb nella costellazione
del Cigno ha un'origine simile. Denebola è una stella di classe spettrale A3-V, con
una temperatura superficiale di circa 8500 K, situata a circa 36 anni luce di distanza da terra. Possiede più
del doppio della massa del Sole, è una volta e mezza il suo diametro ed ha una luminosità circa 12 volte
superiore a quella solare. La sua magnitudine apparente è di 2,14. Denebola è una stella variabile Delta
Scuti, il che significa che la sua luminosità varia molto lievemente nel corso di un paio d'ore.
Osservazioni
Denebola mostra un forte eccesso di radiazione nella lunghezza d'onda degli infrarossi, il che sta a
significare che in orbita attorno alla stella potrebbe trovarsi un disco di polveri a bassa temperatura. Come si
ritiene che anche il nostro Sistema Solare abbia avuto origine da un simile disco, così Denebola e stelle
simili, come Vega e Beta Pictoris, potrebbero essere candidate ad ospitare dei pianeti extrasolari. La polvere
che circonda Denebola ha una temperatura di circa 120 K. Sono stati fatti in seguito dei tentativi di
visualizzare il disco circumstellare, ma senza successo; da ciò è chiaro che il disco è molto più piccolo di
quello che circonda, ad esempio, Beta Pictoris, molto spesso rappresentato. Recenti studi in
ambito cinematico hanno rivelato che Denebola fa parte di un'associazione stellare chiamata
superammasso IC 2391. Tutte le stelle che fanno parte di questo raggruppamento presentano un moto
simile, anche se non sono legate da vincoli gravitazionali. Si ipotizza dunque che tali stelle siano nate nello
stesso luogo e che inizialmente formassero un ammasso aperto; altre stelle di questo ammasso sono Alpha
Pictoris, Beta Canis Minoris e gli altri membri dell'ammasso aperto IC 2391. Sono stati identificati in tutto più
di 60 probabili membri.
40
Dati Fisici
DENEBOLA
Classificazione
Sequenza Principale
Classe Spettrale
A3 V
Tipo di Variabile
Variabile delta Scuti
Distanza dal Sole
36 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 49m 3,60s
Declinazione
+14° 34’ 19,0”
DATI FISICI
.
Raggio Medio
1,5 Raggi Solari
Massa
2,3 Masse Solari
8,500 K
1.265 giorni
20 km/s
DATI OSSERVATIVI
da 4,8 a 6,3
1,91
Luminosità
0,09
41
Chertan
Origine del Nome
Chertan da Arabo Al-kharātān, due piccole nervature, originalmente riferendosi al δ e al θ Leonis.
Osservazioni
Chertan Theta Leonis. E 'difficile sapere come chiamare questa stella, che si trova verso la parte posteriore
del Leo (Leone), cioè, che uno dei suoi tre nomi: l'apparentemente più antico, coxa, latino, riferendosi alla
"hip" di il Leone, Chertan da al-khurtan, arabo, utilizzato sia per la Delta e in riferimento alle "costole"), la
riduzione o un altro con lo stesso nome arabo, Chort. Gli studiosi recenti sembrano preferire Chertan, quindi
cerchiamo di non adottare qui, anche se nessuno di loro potrebbe essere sufficiente. Vista la confusione, si
vede che è meglio chiamare la stella con la sua lettera greca nome di Theta Leonis. A prima vista, è solo
un'altra di quelle visibili ad occhio nudo (magnitudine terzo, 3,34), bianco, classe A di idrogenofusione nani fatti così familiare da Sirio , Vega , Fomalhaut , Altair , e un numero enorme di altri. Eppure,
come uno di loro, ha le proprie caratteristiche individuali .
42
Dati Fisici
CHERTAN o THETA LEONIS
Classificazione
Azzurra
Classe Spettrale
A2V
Distanza dal Sole
178 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 14m 14,41s
15° 25’ 46,45”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,3 Raggi Solari
Massa
2,85 Masse Solari
9.320 K
23 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,33
.0,35
Moto Proprio
Velocità Radiale
-7,6 km/s
43
Zosma
Origine del Nome
Il nome deriva probabilmente dal greco zwsma, il Ginocchio. Il termine sarebbe stato trovato nelle Tavole
Persiane, ma non si addice alla posizione della stella nella costellazione: essa si trova infatti sulla groppa
dell’animale, vicino alla coda. Ulugh Begh la chiamò correttamente Al Thahr al Asad, il Dorso del Leone.
Osservazioni
Zosma è relativamente una ordinaria, sequenza principale, stella, anche se calda e piuttosto più grande e
del Sole. È una stella ragionevolmente ben studiata, tenendo conto le misure relativamente esatte dell’ età e
formato. Avendo una massa più grande del sole avrà una durata della vita più corta e durante gli altri 600
milione anni aumenterà di volume e cambierà da arancio o gigante rossa, prima di decadere
tranquillamente nella nano bianca.
44
Dati Fisici
ZOSMA
Classificazione
Arancio
Classe Spettrale
A4 V
Distanza dal Sole
64 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 14m 06,50s
20° 31’ 25,0”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
4,3 Raggi Solari
Massa
2,75 Masse Solari
9,250 K
23 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,56
1,32
Moto Proprio
Velocità Radiale
21 km/s
45
Algieba
Origine del nome
Al Gieba o Algeiba, secondo Allen, deriva dalla degenerazione araba di Iuba, vocabolo latino che indica la
criniera, del cavallo come di qualunque altro animale. La stella, in effetti, si trova proprio nella posizione
adatta, nel contesto della costellazione, a giustificare un tal nome.
Osservazioni
Scoperta come doppia da W. Herschel nel 1782, e osservata anche da F. W. G. Struve nel 1831, la g Leonis
è una delle più belle del cielo in assoluto, anche se è abbastanza difficile per i piccoli telescopi a causa della
scarsa distanza tra le sue componenti. La separazione é di 4,4” in PA 124°. Le magnitudini sono 2,61 e 3,50,
i tipi spettrali K0III e G7IIIcomp. La MV della primaria è –0,1. Il periodo, abbastanza lungo, non è stato del
tutto
determinato,
ma
sembra
si
aggiri
tra
i
sei
e
i
sette
secoli.
Lo sciame delle Leonidi. Circa 2° a nordovest da Al Gieba si trova il radiante del famoso sciame meteorico
delle Leonidi, che tocca il massimo dell’intensità il 17 novembre di ogni anno, e che si presenta di particolare
spettacolarità ad intervalli di 33 anni. Gli anni in cui il fenomeno è stato più cospicuo sono stati il 1799, il
1833, il 1866 e il 1966. Le Leonidi sono il prodotto della progressiva disintegrazione della cometa TempelTuttle, che ha un periodo di 33,176 anni e la cui orbita passa abbastanza vicino a quella della Terra; la
cometa, a causa dell’azione del vento solare, va lasciando particelle solide lungo la propria orbita; quando la
Terra incrocia l’orbita della cometa, appunto il 17 novembre, trova sul proprio cammino questo sciame di
particelle le quali, entrando nel suo campo gravitazionale ad altissime velocità, ionizzano l’atmosfera
producendo quella scia luminosa che vediamo prima di disintegrarsi. Tutti gli anni la Terra, passando in
quella zona, incontra una certa quantità di meteore; ovviamente, il fenomeno è più vistoso una volta ogni 33
anni, quando lo sciame è ben più cospicuo in coincidenza con il vicino passaggio della cometa.
46
Dati Fisici
ALGEIBA
Classificazione
Stella doppia Gigante
Classe Spettrale
K0 IIIb
Distanza dal Sole
126 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
10h 19m 58,35s
19° 50’ 29,36”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
31,88 Raggi Solari
Massa
1,23 Masse Solari circa
4.470 k
1.474 giorni
1,5 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,8 3,51
Moto Proprio
0,92
AR:310,77 mx/anno Dec .152,88 mx/anni
Velocità Radiale
-36,34
Età Stimata
2 miliardi di anni
47
Ras Elased Australis
Origine del nome
Epsilon Leonis, Leo ε, ε Leonis. La stella ha i nomi tradizionali Ras Elased Australis , Asad
Australis e Algenubi , ognuno dei quali derivano dall'arabo ‫ ال ج نوب ي األ سد رأس‬Ras al-'Asad al-Janubi , che
significa stella del sud della testa del leone; australis è latino per meridionale.
Osservazioni
E’ la quinta più luminosa stella nella costellazione del Leone, Epsilon Leonis è una stella di classe G simile
al sole. La classificazione stellare è G1 II. Tuttavia, è molto più grande e più luminosa del Sole, con una
luminosità 360 volte e un diametro 23 volte solare. Di conseguenza, la sua magnitudine assoluta è in realtà
-1,46, rendendola una delle stelle più luminose della costellazione, significativamente più che la sua stella
alfa, Regolo . Algenubi di luminosità apparente , però, è solo 2,975. Data la sua distanza di circa 250 anni
luce dalla Terra , la stella è più di 3 volte la distanza da noi di Regulus.
48
Dati Fisici
RAS ELASED AUSTRALIS
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 III
Distanza dal Sole
133 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
09h 52m 45s
Declinazione
+26° 00’ 23”
DATI FISICI
Raggio Medio
13 Raggi Solari
Massa
1,6 Masse Solari
5.300 K
Velocità Radiale
13,8 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,88
0,83
Luminosità
49
VERGINE
Spica o Spiga
Origine del nome
Spica o Spiga, α Virginis è una stella brillante di prima magnitudine situata nella costellazione della Vergine.
Il nome Spica è la parola latina che significa spiga di grano, in riferimento alla pianta che la Vergine regge in
mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello zodiaco
Osservazioni.
Spica può essere trovata facilmente in cielo seguendo l'arco che forma l'Orsa Maggiore fino
ad Arturo α Boötis, e proseguendo la linea della stessa distanza fino a Spica. Si pensa che Spica sia stata la
stella che permise ad Ipparco di scoprire la precessione degli equinozi. Il tempio di Tebe in Egitto, fu
costruito allineandolo con Spica attorno al 3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma
rilevabile cambiamento nell'orientazione del tempio. Anche Nicolò Copernico fece molte osservazioni di
Spica per le sue ricerche sulla precessione. È una stella binaria o forse multipla, di tipo spettroscopico, in cui
il corpo celeste principale emana circa l'80% della luce percepibile dalla Terra. La compagna è piuttosto
vicina alla stella principale, solamente 0,12 U.A. ed il suo periodo di rivoluzione attorno al comune centro di
massa è di 4,01 giorni. Entrambe le stelle sono di tipo spettrale B; la principale è una variabile Beta Cephei,
10 volte più massiccia del Sole e 12.000 volte più luminosa, è destinata a terminare la propria esistenza
come supernova, mentre la secondaria è meno massiccia, 6 masse solari, e leggermente più fredda
18.500 K.
50
Dati Fisici
SPICA O SPIGA
Classificazione
Gigante Blu
Classe Spettrale
B1 III-IV
Tipo di Variabile
Beta Cefei rotante ellissoidale
3 giorni
Distanza dal Sole
280 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
13h 25m 11,6s
-11° 09’ 41”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
7,8 Raggi Solari
Massa
11 Masse Solari
22.400 K
Velocità Radiale
+1,0 km/s
DATI OSSERVATIVI
-3,55
Luminosità
-0,13
51
Vindemiatrix
Origine del nome
Il nome Vindemiatrix significa la vendemmiatrice ed è la
traduzione latina del greco Protrugeter, Protrugetes o Trugeter. Con questo nome figura nelle tavole
alfonsine ed è quello che è prevalso fino ai nostri giorni. Precedentemente, durante l'Impero Romano, era
conosciuta come Vindemiator, Vindemitor e Provindemiator; a quei tempi sorgeva alle prime luci dell'alba
verso la fine di agosto e per questo segnava il momento della vendemmia. A causa della precessione degli
equinozi la stella non sorge più a quell'ora alla fine di agosto, il suo posto è oggi occupato dalle stelle della
costellazione del Leone. L'astronomo italiano Giovanni Battista Riccioli chiamava la stella Protrigetrix,
in Cina era conosciuta come Tsze Tseang,il secondo generale, nel mondo arabo viene
chiamata Almuredín e Alaraph. Nell'antica Arabia, insieme a Minelava, δ Virginis, Zaniah, η Virginis e
Porrima, γ Virginis, formava la figura Al 'Awwa', che significa cane che abbaia.
Osservazione
Situata a 102 anni luce dal Sistema Solare, Vindemiatrix è una stella gigante gialla di tipo spettrale G8III con
una temperatura superficiale di 5040 K. La sua luminosità è 83 volte superiore a quella del Sole e il suo
raggio è 11,4 volte più grande del raggio solare. La sua metallicità è circa il 30 percento superiore a quella
del Sole ([Fe / H] = + 0,13) ed è un'importante fonte di raggi X, ciò indica una grande attività magnetica sulla
superficie. La radiazione X emessa dalla stella è 300 volte superiore a quella emessa dal Sole,
soloCapella, α Aurigae, Deneb Kaitos, β Ceti e 24 Ursae Majoris la superano. Con una massa di 2,6 masse
solari, la sua età è stimata in 560 milioni di anni, quando cominciò la sua vita nella sequenza principale come
stella bianco-azzurra di tipo B. Vindemiatrix fa probabilmente parte della corrente delle Iadi, un'associazione
stellare forse sfuggita all'omonimo ammasso stellare delle Iadi.
52
Dati Fisici
VINDEMIATRIX
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G8 III
Distanza dal Sole
103 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
13h 02m 10,6s
+10° 57’ 33”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
11,4 Raggi Solari
Massa
2,6 Masse Solari
5.040 K
Velocità Radiale
-14,0 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,83
0,37
Luminosità
83 Luminosità solari
53
Heze
Origine del nome
Zeta Virginis (ζ Vir/ ζ Virginis) è a stella in costellazione Virgo. Inoltre ha il nome tradizionale Heze, che
non è usato spesso e dell'origine poco chiara. La stella è conosciuta As Jiao Xiu 2 (角宿二)
nella Costellazioni cinesi.
Osservazioni
HEZE (Zeta Virginis). Quasi a nord di Spica in Virgo , Heze forma un bel triangolo destra con Porrima , che
si trova appena ad ovest di essa. Mentre i significati dei nomi delle altre stelle sono ben noti, quello di Heze
non è, e la stella di solito va sola con la sua lettera greca nome di Zeta Vir. Fisicamente, di terza
grandezza 3.37 di classe A bianco A3 di idrogeno-fusing, stella nana non è molto imponente. Ha
circostante dischi polverosi che implicano la possibilità di sistemi planetari, ma non questo. Il suo aspetto
più significativo fisico, può essere la sua elevata velocità di rotazione equatoriale di almeno 222 chilometri
al secondo, che dà un periodo di rotazione al di sotto di mezza giornata. Esistono alcune prove per
abbondanze elevate di elementi più pesanti e, che può essere il prodotto di diffusione, separazione fisica,
che è dispari dato una velocità di rotazione elevata che tende a causare miscelazione.
54
Dati Fisici
HEZE
Classificazione
Bianca
Classe Spettrale
A3
Distanza dal Sole
73 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
13h 34m 41,60s
00° 35’ 45,0”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2 Raggi Solari
Massa
1,9 Masse Solari
8.400 K
Velocità Radiale
18s/anno
DATI OSSERVATIVI
3,37
Luminosità
18 luminosità Solari
55
Auva
Origine del nome
I nomi medioevali Auva, Al Awwa e Minelauva provengono dal ‫ عوى‬arabo awwa' scortecciando, cane che
abbaia.
Osservazioni
Delta Virginis (Vir δ, Virginis è una stella nel zodiaco costellazione della Vergine . Ha il nome
tradizionale AUVA . Con una magnitudine apparente visuale di 3,4, questa stella è abbastanza brillante da
essere vista ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misurazioni, si trova ad una distanza di circa 198 anni
luce 61 parsec da terra . Lo spettro di questa stella corrisponde ad una classificazione stellare di M3
III, che la colloca tra la categoria di evoluti chiamati stelle giganti rosse . In effetti, l'atmosfera esterna di
questa stella si è ampliata a circa 48 volte il raggio del Sole. Anche se ha solo 1,4 volte la massa del
Sole, questa busta ampia che dà una luminosità di circa 468 volte del sole. Questa energia viene irradiata
da un ambiente relativamente freddo esterno che ha una temperatura effettiva di circa 4000 K. E 'questa
temperatura fresca che dà il rosso-arancio bagliore di una stella di tipo M.
56
Dati Fisici
AUVA
Classificazione
Gigante rossa
Classe Spettrale
M3 III
Distanza dal Sole
201 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
12h 55m 36s
03° 23’ 51”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
48 Raggi Solari
Massa
1,4 Masse Solari
4.000
Velocità Radiale
-18,4 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,42
-2,4
Luminosità
Moto Proprio
1,5
RA: -18,4 mx/anno Dec: -52,83 mx/anno
57
Porrima
Origine del Nome
Il nome Porrima deriva dal latino e si riferisce ad una dea della mitologia romana, invocata per la
prevenzione e la protezione dei parti dei nascituri. La stella era conosciuta come Prorsa e Prosa nel II
secolo. In Babilonia era conosciuta come Kakkab Dan-nu, la Stella dell'eroe.
Osservazioni
Porrima è una stella binaria composta da due stelle praticamente identiche nel valore della magnitudine
apparente +3,48 e +3,50. Entrambe sono stelle della sequenza principale di tipo spettrale F0V con una
temperatura di 7000 K La luminosità delle due stelle, prese singolarmente, è 4 volte maggiore di quella
solare. Il periodo orbitale del sistema è di 170 anni mentre la separazione media tra le due stelle è di 40 UA,
approssimativamente la distanza tra Plutone e il Sole. La magnitudine congiunta del sistema è di +2,74..
Porrima fu una delle prime stelle binarie scoperte. Un missionario in India, tale Richaud, la scoprì
nel 1689. William Herschel misurò il suo angolo di posizione nel 1781, e suo figlio, John Herschel, calcolò la
sua orbita nel 1833. Fino agli inizi degli anni 90 del novecento era un oggetto facile da osservare, ma la
distanza apparente tra le due stelle del sistema binario è andata diminuendo fino al 2007, per poi tornare ad
aumentare.
58
Dati Fisici
PORRIMA
Classificazione
Gialla
Classe Spettrale
F0 V
Distanza dal Sole
38,6 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
12h 41m 39,6s
-01° 26’ 58”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,2 Raggi Solari
Massa
1,5 Masse Solari
7.000 k
Velocità Radiale
-20 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,48
2,38
Luminosità
59
Zaniah
Origine del Nome
Il Zaniah nome medioevale viene dal ‫ زاوي ة‬araba Zawiyah corner, la stessa fonte Zavijava .
Osservazioni
Eta Virginis Vir η, η Virginis è un multiplo stelle sistema nel zodiaco costellazione della Vergine . Ha il nome
tradizionale Zaniah . Da parallasse misurazioni, la distanza di questa stella è risultata essere di circa
265 anni luce 81 parsec. Ha una magnitudine apparente visuale di 3,89 , che è abbastanza luminoso per il
sistema di essere visto ad occhio nudo in cieli bui. Anche se la stella appare in ogni singolo telescopio,
occultazioni lunari hanno dimostrato questa stella di essere molto vicino sistema stellare triplo composto da
due stelle solo lo 0,5 u.a. a parte con una terza stella un po' più lontano. La coppia interna è una binaria
spettroscopica che completa un'orbita con un periodo di 72 giorni. L'inclinazione di questa orbita è stata
determinata attraverso l'interferometro osservazioni da 45,5 °, che ha permesso le masse delle due stelle da
stimare. La stella primaria, η Vir Aa, ha una massa di circa 2,5 volte la massa solare , mentre la secondaria,
η Vir Ab, ha 1,9 masse solari. La debole stella terziario, η Vir B, orbita intorno al gruppo interno in un'orbita
più ampia per un periodo di 13.1 anni.
60
Dati fisici
ZANIAH
Classificazione
Classe Spettrale
A2IV
Distanza dal Sole
250 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
12h 19m 54,4s
-00° 40’ 01”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Massa
2,5 Masse Solari
9.300 K
Velocità Radiale
2,3 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,89
-0,53
Luminosità
0,029
61
Zavijava
Origine del nome
Il nome medioevale Zavijava Zavijah, Zavyava, Zawijah è dal ‫ زاوي ة‬araba ‫ ال عواء‬zāwiyat al- c AWWA angolo
del abbaia il cane. Un altro nome è stato Alaraph.
Osservazioni
Alaraph . Pur essendo la beta stella della costellazione della Vergine è solo la quinta stella in ordine di
luminosità. Fisicamente, Beta Virginis è più grande e più massiccia del Sole, ed è relativamente ricca di
metalli, vale a dire, ha una prevalenza maggiore di elementi più pesanti dell'elio. Dal momento che è vicina
alla eclittica , può essere occultata dalla Luna e molto raramente, da pianeti . La prossima planetaria
occultazione di Zavijava avrà luogo il 11 agosto 2069, da Venere . Questa è stata la stella che Einstein
utilizzato durante l'eclissi solare del 21 settembre 1922, per determinare la velocità della luce nello spazio,
perché era vicino al sole. Secondo Nelson & Angel 1998, Virginis Beta potrebbe ospitare due o tre pianeti
gioviani in orbite larghe. Gli autori hanno fissato un limite massimo di 1,9, 5 e 23 masse di Giove per i
presunti pianeti con periodi orbitali di anni 15, 25 e 50 rispettivamente. Anche Campbell 1988 ha dedotto
l'esistenza di oggetti planetari o addirittura nane brune intorno a Beta Virginis. Tuttavia studi più recenti non
hanno confermato l'esistenza di un compagno sub stellar intorno Beta Virginis ancora. McDonald
Observatory non porre dei limiti alla presenza di uno o più pianeti con masse tra 0,16 e 4,2 masse di
Giove e le separazioni medie compresi tra 0,05 e 5.2 Unità Astronomiche .
62
Dati Fisici
ZAVIJAVA
Classificazione
Gialla
Classe Spettrale
F9 V
Distanza dal Sole
36 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
11h 50m 41,71s
Declinazione
01° 45’ 52,98”
Moto Proprio
RA: 740,96 mx/anno Dec: -271,18
mx/anno
DATI FISICI
Raggio Medio
1,66 Raggi Solari
Massa
1,25 Masse Solari
6.140 K
Velocità Radiale
4,6 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,40
Luminosità
3,51 Luminosità solari
0,55
63
BILANCIA
Zubeneschamali
Origine del nome
Beta Librae (β Lib / β Librae) è la stella più luminosa della costellazione della Bilancia. È conosciuta con il
nome di Zuben Eschamalied anche con il nome latino Lanx Australis. Zuben Eschamali deriva della
frase araba ‫ ال شمال ية ال زب ن‬Al Zuban al Shamaliyyah che significa, la chela del nord.
Osservazioni
È soggetta a piccole variazioni periodiche di magnitudine, le quali fanno sospettare la presenza di una
compagna non osservabile dalla Terra. Secondo quanto riportato da Eratostene da Cirene Beta Librae
risultava, ai suoi tempi, più luminosa della vicina Antares. Tolomeo, tre secoli e mezzo dopo, riportò che la
luminosità tra le due stelle fosse identica. La discrepanza potrebbe essere dovuta all’aumento di luminosità
di Antares, ma ciò non può essere affermato con sicurezza. Non si può escludere che la causa sia dovuta a
Beta Librae, dal momento che quest’ultima è una stella variabile.
64
Dati Tecnici
ZUBENESCHAMALI
Classificazione
Nana blu Binaria
Classe Spettrale
B8 V
Tipo di Variabile
Sospetta
Distanza dal Sole
165 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 17m 00,47s
-09° 22’ 58,3”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,2 Raggi Solari
Massa
0,80 Masse Solari
12.000 K
Velocità Radiale
-35,2 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,61
-0,84
Luminosità
Moto Proprio
-0,11
65
Zubenelgenubi
Origine del nome
Alpha Librae α Lib, Librae α è la più brillante seconda stella nella costellazione di Libra (nonostante la
sua designazione di Bayer come alfa. Ha il nome tradizionale Zubenelgenubi . Il nome, da arabo ‫ال زب ن‬
‫ ( ال ج نوب ي‬al-zuban al-janūbiyy ), significa artiglio del sud ed è stato coniato prima della Libra è stato
riconosciuto come distinto da Scorpius . Il supplente nomi Kiffa Australis e Elkhiffa Australis , parziali
latino traduzioni di arabo al-kiffah al-janūbiyy , significa pan meridionale della bilancia. Un altro nome
utilizzato nei testi di astronomia anziani, equivalente a scala del sud o in padella, era Lanx Australis .
Osservazioni
Alpha Librae è binaria visuale trova a circa 77 anni luce dal Sole . Le due stelle sono separate nel cielo da
una distanza angolare di 3'51". La posizione angolare del compagno è 314 gradi. Il più brillante dei due è
una stella bianca di tipo spettrale A3, con una luminosità apparente di 2,8 e una luminosità assoluta di
1,1, designatoAlpha-2 Librae α 2 Lib. La sua compagna è una stella F4 tipo di luminosità apparente 5,2 e 3,5
luminosità assoluta, designato Alpha-1 Libre α 1 Lib.
66
Dati Tecnici
ZUBENELGENUBI
Classificazione
Nana Blu
Classe Spettrale
B8 V
Tipo di Variabile
sospetto
Distanza dal Sole
160 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
14h 50m 41,26s
-15° 59’ 49,5”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,2 Raggi Solari
Massa
12.000 k
Velocità Radiale
-35,2 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,61
-0,84
Luminosità
-0,11
67
Brachium
Origine del Nome
Sigma Librae σ Lib, σ Librae è una stella nella costellazione della Bilancia. Ha la Brachium tradizionale
nome, braccio, latino,
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe,
può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud
siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in
prossimità del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,3, la si può osservare anche dai piccoli centri
urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua
individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra
maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie
alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
68
Dati Fisici
BRACHIUM
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
M3/M4 IIIC
Distanza dal Sole
292 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
15h 04m 04,21s
Declinazione
-25° 16’ 55,07s
DATI FISICI
Raggio Medio
Massa
2,1 Masse Solari
3.600
Moto Proprio
Velocità Radiale
-4,3 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,3
-1,46
Luminosità
1,70
69
SCORPIONE
Antares
Origine del nome
Il suo nome deriva dal greco Αντάρης, Antares e significa rivale di Ares, anti-Ares o simile ad Ares,
probabilmente a causa del colore rossastro simile all'aspetto del pianeta Marte. È anche nota con il
nome arabo Ķalb al Άķrab, Calbalacrab, che significa cuore dello Scorpione, data la sua posizione nella
costellazione e il suo colore. Questo nome arabo è una traduzione dal greco antico Καρδία Σκορπίου Kardia
Skorpiū. La traduzione in latino di tale nome è invece Cor Scorpii. Il colore distintivo di Antares ne ha fatto un
oggetto di grande interesse per molti popoli nella storia.
Osservazioni
Antares è facilmente individuabile al centro della costellazione dello Scorpione. In particolare il suo colore
rosso-arancio spicca fra le stelle luminose che la circondano, che sono quasi tutte di colore azzurro. Con tre
di queste, ossia β Scorpii, δ Scorpii eπ Scorpii, Antares forma l'asterismo noto come il Grande Uncino.
Essendo posta 26° sotto l'equatore celeste, Antares è una stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di
osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al
64º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare artico. Restano escluse solo buona parte della Groenlandia,
le regioni più settentrionali del Canada e della Russia, oltre che l'Islanda e parte della Svezia e
della Norvegia. Tuttavia, nelle regioni del nord Europa, del Canada meridionale e della Russia centrale, essa
apparirà molto bassa all'orizzonte sud e visibile solo per poche ore. Le possibilità di osservazione migliorano
mano a mano che ci si sposta verso le regione temperate e tropicali dell'emisfero boreale. D'altra parte
questa stessa declinazione comporta che Antares sia circumpolare solo più a sud del 64º parallelo S, cioè
solo nelle regioni del continente antartico. Antares è una delle quattro stelle di prima magnitudine che sono
poste a una distanza pari o inferiore a 5° dall'eclittica, essendo le altre tre Aldebaran, Regolo e Spica. Per
questa ragione viene di tanto in tanto occultata dalla Luna e, più raramente, dai pianeti. Ogni anno il 2
dicembre il Sole transita 5° a nord di Antares. Di conseguenza i mesi migliori per l'osservazione di questa
stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè quelli che corrispondono
all'estate boreale. In particolare nelle settimane intorno alla fine di maggio e all'inizio di giugno Antares è
visibile per l'intera notte. Al contrario nelle settimane intorno alla fine di novembre e all'inizio di dicembre
Antares non è visibile affatto a causa della luce solare molto vicina; questo periodo di invisibilità dura
maggiormente nell'emisfero boreale rispetto a quello australe, a motivo della declinazione meridionale della
stella.
70
Antares
71
72
Dati Fisici
ANTARES
Classificazione
Super gigante Rossa
Classe Spettrale
M1 5lab/B2,5
Tipo di Variabile
pulsante semi regolare
Distanza dal Sole
604 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 29m 24,46s
Declinazione
-26° 25’ 55,21s
12 anni circa
10 km/s
DATI FISICI
Raggio Medio
850 Raggi Solari, circa
Massa
da 15 a 18 masse solari
3.700 K
Moto Proprio
Velocità Radiale
-3,4 km/s
DATI OSSERVATIVI
1,07
-5,28
Luminosità
da 60.000 a 90.000 luminosità solari
1,87
73
Dschubba
Origine del nome
Dschubba δ Sco / δ Scorpii / Delta Scorpii è una stella doppia della costellazione dello Scorpione. Assieme
a Graffias β Scorpiis e a π Scorpii costituisce la parte anteriore dello Scorpione. Questo spiega il suo nome
proprio, che deriva dall'arabo jabhat, significante fronte dello Scorpione, originariamente usato per indicare
l'intera tripletta di stelle.
Osservazioni
Sebbene Dschubba sia stata intensamente studiata, non è stato ancora raggiunto un accordo fra gli studiosi
su quante siano le componenti del sistema, su quale sia la loro distanza e il loro periodo di rivoluzione.
Questa incertezza deriva, fra l'altro, anche dalla relativa distanza del sistema dalla Terra circa 400 anni luce
e dalla relativa vicinanza delle componenti fra loro, che rende la loro risoluzione con i telescopi e gli
interferometri a nostra disposizione particolarmente difficile, sebbene il fatto che il sistema sia eclissato dalla
Luna offra delle condizioni favorevoli anche se effimere per i tentativi di risoluzione. La risoluzione è resa
inoltre difficile dalla luminosità delle componenti e dall'eccentricità delle loro orbite. Viste queste difficoltà si
fa ricorso anche a metodi spettroscopici. A seconda del catalogo, vengono assegnate a Dschubba due, tre o
quattro componenti. In realtà c'è solo certezza che essa sia una stella doppia e ci sono convincenti ragioni
per credere che le componenti non siano più di due. La principale è una stella azzurra, la cui classe
spettrale si colloca fra la B e la O, essendo classificata come B0,2. Stelle di questo tipo sono molto
luminose: in particolare, la principale di Dschubba, tenendo conto della radiazione ultravioletta, è 14.000
volte più luminosa del Sole. Questa grande luminosità è dovuta sia al raggio della stella, che è cinque volte
quello solare, sia, soprattutto, alla sua temperatura superficiale, che si aggira intorno ai 30.000 K. La
massa della principale è calcolata essere 15 ± 7 volte quella solare. La sua classificazione MMK è IV sub
gigante: ciò significa che essa sta esaurendo l'idrogeno presente nel suo nucleo, il quale sta così
cominciando a contrarsi e scaldarsi, gonfiando gli strati superficiali della stella. Il suo destino è quello di
esplodere in una supernova o, se la sua massa dovesse collocarsi nella parte inferiore del range calcolato,
quello di diventare una massiccia nana bianca all'ossigeno - neon - magnesio. Meno conosciute sono le
caratteristiche della secondaria. Essa è probabilmente una stella di classe spettrale B3 di sequenza
principale, con una massa 8 ± 3,6 volte quella del Sole e una temperatura superficiale di circa 18.000 K.
Essa è circa 2.800 volte più luminosa del Sole. Le due componenti probabilmente impiegano circa
10 anni per completare un'orbita, che è molto eccentrica e>0.9. Ciò significa che le due componenti si
avvicinano molto al periastro (presumibilmente meno di 1 UA. Questa vicinanza è forse collegata con
la variabilità della principale.
74
La stella δ Scorpii e la nebulosa Sh2-7, ad essa associata.
75
Dati Fisici
DSCHUBBA
Classificazione
Sub gigante azzurra
Classe Spettrale
B0 2 Ive/B3V
Distanza dal Sole
401 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 00m 20,0s
Declinazione
-22° 37’ 18,16”
DATI FISICI
Raggio Medio
5 Raggi Solari circa
Massa
15 Masse Solari circa
30.000 K
Moto Proprio
AR: _8,67 mx/anno Dec: -36,9 mx/anno
Velocità Radiale
-7 km/s
240 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,29
-3,15
Luminosità
76
Graffias
Origine del nome
Graffias β Sco / β Scorpii / Beta Scorpii, conosciuta anche come Acrab è un sistema
stellare della costellazione dello Scorpione. Sebbene sia solo settima in ordine di luminosità all'interno della
costellazione, Bayer le ha assegnato la lettera β, forse per la sua posizione prominente nella parte anteriore
dello Scorpione. Confusamente il nome Graffias è stato attribuito anche alla debole ξ Scorpii.
Osservazioni
Graffias è posta nella parte nord-ovest della costellazione dello Scorpione, in corrispondenza delle sue
chele. È la più a nord delle tre stelle luminose che costituiscono la fronte dello Scorpione, essendo le altre
due Dschubba e Pi Scorpii. Pur avendo una magnitudine apparente di 2,56 è superata in luminosità da ben
sei altre stelle della costellazione, fra cui Antares, Shaula e Sargas. Ciò è dovuto alla presenza nella
costellazione dello Scorpione di molte stelle luminose, tanto che essa è la più ricca di stelle sotto
magnitudine 3,0. Graffias fa anche parte dell'asterismo del Grande Uncino, assieme ad Antares e Dschubba.
Graffias è una stella dell'emisfero australe. Tuttavia, essendo la stella luminosa più a nord, posta solo 19°
sotto l'equatore celeste, le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono abbastanza ampie e in
ogni caso migliori delle stelle poste più a sud, che sono visibili solo a partire dalle regioni mediterranee. Al
contrario Graffias è visibile fino al 70º parallelo, oltre il circolo polare artico, sebbene in Canada,Europa
settentrionale e nella Russia settentrionale essa apparirà molto bassa all'orizzonte sud e sarà visibile per
poche ore della notte. D'altra parte questa relativa vicinanza all'equatore celeste comporta che Graffias
sia circumpolare solo nelle regioni antartiche. I mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che
corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto.
77
Dati Fisici
GRAFFIAS o ACRAB
Classificazione
Blu di sequenza principale
Classe Spettrale
B0 5 V/B2V
Distanza dal Sole
530 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 05m 26,23s
-19° 48’ 19,63”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
6,5 Raggi Solari
Massa
13,3 Masse Solari
28.000 k
Moto Proprio
130 km/s
Velocità Radiale
-1,0 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,62
-3,5
Luminosità
0,08
78
Al Niyat
Origine del Nome
Alniyat o Al Niyat, è il nome attribuito a due stelle della costellazione dello Scorpione: Il nome deriva
dall'arabo: ‫ال ن ياط‬, al-niyāţ, che significa le arterie. Le due stelle infatti affiancano, una per lato, la famosa
stella Antares, che rappresenta il cuore dello Scorpione.
Osservazioni
Sigma Scorpii è una delle stelle che formano la testa dello Scorpione. Si individua abbastanza facilmente in
quanto si trova a circa tre gradi a nord-ovest di Antares, la stella più luminosa della costellazione. Essa in
particolare si trova fra Antares e l'arco di tre stelle luminose che formano la parte anteriore della figura
mitologica: Graffias,Dschubba e Pi Scorpii. Essendo posta 25° sotto l'equatore celeste, Sigma Scorpii è una
stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia
abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al 65º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare artico.
Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, le regioni più settentrionali del Canada e della Russia,
oltre che l'Islanda e parte della Svezia e della Norvegia. D'altra parte questa stessa declinazione comporta
che essa sia circumpolare solo più a sud del 65º parallelo S, cioè solo nelle regioni del continente antartico. I
mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto.
79
Dati Fisici
AL NIYAT
Classificazione
Gigante Blu – Azzurra sequenza principale
Classe Spettrale
B1 III – B1 V – B7 V – B9,5 V
Tipo di Variabile
Beta Cephei
0,24 giorni
Distanza dal Sole
620 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 21m 11,31s
-25° 35’ 34,07”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
12,7 Raggi solari (la blu)
Massa
18,4 Masse solari (la blu)
30.000 K (la blu)
Moto Proprio
AR: -10,03 mx/anno Dec. -18,03 mx/anno
25 km/s
Velocità Radiale
-0,4 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,9 / 5,2 / 8,7
-4,12 / -3,32
Luminosità
+0,14
80
Wei
Origine del Nome
Wei, nome introdotto dall'astronomo dilettante e divulgatore scientifico Patrick Moore. Wěi (尾), significante
la Coda, è il nome di una costellazione cinese o Xiù, che comprende molte stelle della costellazione dello
Scorpione.
Osservazioni
Brillando alla magnitudine apparente di 2,29 Epsilon Scorpii si contende con Dschubba il posto di quarta
stella più luminosa della costellazione dopo Antares, Shaula e Sargas. Tuttavia dal 2000, Dschubba ha
aumentato la sua luminosità, facendo retrocedere Epsilon Scorpii al quinto posto. Posta nel cuore dello
Scorpione alla declinazione di 34°S, è osservabile nell'emisfero australe per gran parte dell'anno, mentre
nell'emisfero boreale le possibilità di osservazione sono più limitate. È comunque ben visibile dalle
regioni mediterranee. Benché si tratti di una stella relativamente vicina e relativamente luminosa, le
caratteristiche fisiche di Epsilon Scorpii non sono ancora note con precisione. Essa ha classe spettrale K2,5
IIIb. La sua temperatura superficiale non è conosciuta con esattezza e questo rende il calcolo di tutti i suoi
altri parametri fisici approssimativo. Facendo una media fra varie misure si ottiene una temperatura di
4.400 K, da cui segue (tenendo conto della radiazione infrarossa) una luminosità intrinseca 72 volte quella
solare. Se questi parametri sono corretti, ne segue che Epsilon Scorpii ha un raggio che è 15 volte quello
del Sole. La stella è abbastanza vicina e abbastanza grande da permettere una misura diretta del suo
raggio: tale misurazione ha dato come risultato un raggio di 13 volte quello del Sole, in discreto accordo con
il valore inferito tramite la luminosità e la temperatura. La teoria dell'evoluzione stellare predice una massa di
poco superiore a quella del Sole 1,25 M☉, e una età comparabile a quella della nostra stella, circa 5 miliardi
di anni. Tuttavia, essendo Epsilon Scorpii, più massiccia del Sole, la sua esistenza sarà più breve. Essa ha
infatti raggiunto già uno stadio avanzato della sua evoluzione, avendo esaurito la riserva
di idrogeno presente nel suo nucleo. Questo ha fatto aumentare la temperatura del nucleo stesso e ha di
conseguenza fatto gonfiare gli strati superficiali della stella conducendola allo stadio di gigante. Tuttavia, ciò
detto, non è ben chiaro a quale preciso punto della sua evoluzione Epsilon Scorpii si trovi: potrebbe avere un
nucleo inerte di elio che si sta contraendo e scaldando e che si prepara a iniziare la
propria fusione in carbonio e ossigeno, oppure essere in una fase ancora più avanzata, con un nucleo inerte
di carbonio e ossigeno e con una instabilità che è destinata a crescere e che la porterà a perdere i suoi strati
più esterni lasciando scoperto il suo nucleo, conducendola così allo stadio di nana bianca. Una
variabilità della sua luminosità di circa il 10%, con un periodo indefinito, sembra suggerire quest'ultima
ipotesi. Come tutte le stelle giganti, Epsilon Scorpii ruota molto lentamente su se stessa: la sua velocità di
rotazione all'equatore è di 1,7 km/s: essa impiega così 1,3 anni per compiere una rotazione su se stessa.
Come molte stelle giunte a uno stadio avanzato di evoluzione, perde massa a ritmi elevati tramite il vento
stellare. Una caratteristica peculiare di Epsilon Scorpii è di avere un elevato moto proprio, circa 63 km/s
relativamente al Sole, cioè quattro volte più del normale. Ciò suggerisce che questa stella non appartenga
al disco galattico, ma a regioni più esterne e che sia solo di passaggio nel disco.
81
Epsilon Scorpii
82
Dati Fisici
WEI
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
k 2,5 IIIb
Distanza dal Sole
65 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
16h 50m 09.81s
-34° 17’ 35,63”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
15 Raggi Solari
Massa
1,25 Masse solari
4.400
Moto Proprio
1,7 km/s
Velocità Radiale
-2,5 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,29
0,78
Luminosità
83
Sargas o Girtab
Origine del Nome
Sargas θ Sco / θ Scorpii / Theta Scorpii, conosciuta anche come Girtab, è una stella
della costellazione dello Scorpione. Si ritiene che entrambi i nomi propri siano di origine sumerica Il
nome Girtab deriva probabilmente dall'accadico, dove significava il pungiglione o il luogo ove ci si prostra,
sembrando in tal modo indicare una creatura pericolosa. Originariamente il nome era applicato
all'asterismo che comprende oltre a κ Scorpii, λ Scorpii, υ Scorpii e ι Scorpii
.
Osservazioni
Sargas è una stella gigante brillante di classe spettrale F1. La sua temperatura superficiale di 7.200 K le
dona un colore giallo-bianco. Dalla luminosità apparente e dalla distanza si può inferire la luminosità
intrinseca di questa stella, che risulta essere cospicua, come ci si aspetta da una gigante: 960 L☉. Dalla
temperatura superficiale e dalla luminosità intrinseca si ricava il raggio di Sargas, che risulta essere venti
volte quello del Sole. Pur essendo la velocità di rotazione di Sargas molto elevata 105 km/s, cioè circa 20
volte quella del Sole, le dimensioni della stella fanno sì che il periodo di rotazione non sia troppo minore di
quello solare: 10 giorni contro i 27 della nostra stella. La teoria dell’evoluzione stellare predice che Sargas
abbia una massa 3,7 volte quella del Sole. Essa ha cominciato la sua esistenza come una stella blu di
classe spettrale B, mentre ora, uscita dalla sequenza principale, sta percorrendo il ramo delle giganti brillanti
del diagramma H-R: il suo nucleo inerte di elio si sta contraendo e scaldando; questo aumento di
temperatura sta facendo espandere e raffreddare gli strati più esterni della stella che sono destinati ad
assumere prima un colore sempre più giallo, poi un colore arancio e infine un colore rosso. Entro un milione
di anni, Sargas diventerà una gigante rossa. A quel punto il suo nucleo sarà sufficientemente caldo e denso
per innescare il flash dell’elio. Il suo destino finale è quello di diventare una nana bianca al carbonioossigeno.
Theta Scorpii
84
85
Dati Fisici
SARGAS o GIRTAB
Classificazione
Gigante giallo/bianca
Classe Spettrale
F1 II
Distanza dal Sole
270 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 37m 19,13s
-42° 59’ 52,17”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
20 Raggi solari
Massa
3,7 Masse Solari
7.200 K
Moto Proprio
105 km/s
Velocità Radiale
1,4 km/s
DATI OSSERVATIVI
1,86
-2,75
Luminosità
86
Shaula
Origine del Nome
Shaula λ Sco / λ Scorpii / Lambda Scorpii è la
seconda stella per luminosità nella costellazione dello Scorpione, dopo Antares. Nonostante ciò, Bayer le ha
assegnato la lettera λ, cioè l'undicesima lettera dell'alfabeto greco, forse a causa della sua posizione molto a
sud. Deriva il suo nome da quello datole dagli Arabi, che la chiamavano ‫ال شوال ء‬, aš-šawlāʾ, che significa la
coda sollevata, riferendosi alla coda dello Scorpione, ove Shaula è posta.
Osservazioni
Shaula brilla alla magnitudine apparente di 1,62, il che ne fa la ventiquattresima stella più
luminosa dell'intera volta celeste. Posta alla declinazione di 37°S, Shaula è una stella dell'emisfero australe.
Nell'emisfero boreale essa non può essere osservata a nord del 53º parallelo, il che esclude buona parte
del Canada e l'Europa settentrionale. Diventa circumpolare solo alle latitudini più meridionali dei 53°S, cioè
solo nelle estreme regioni meridionali del Sudamerica e nel continente antartico. Visualmente appare molto
vicina solo 36 minuti d'arco a υ Scorpii conosciuta anche come Lesath con la quale forma il pungiglione dello
Scorpione. Tuttavia si tratta solo di una vicinanza puramente visiva: le due stelle non sono legate
fisicamente fra loro e sono in realtà molto distanti l'una dall'altra.
Shaula
87
88
SHAULA
Classificazione
Stella sub gigante blu
Classe Spettrale
B1,5 IV
Distanza dal Sole
326 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 33m 36,52s
-37° 06’ 13,76”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
6,2 Raggi Solari
Massa
10,4 Masse Solari
25.000 K
Velocità Radiale
-3 km/s
DATI OSSERVATIVI
1,62
-5
Luminosità
89
Lesath
Il nome Lesath ha una curiosa origine. Gli astronomi arabi chiamavano al laţkha, che significa la macchia
nebbiosa, l'ammasso aperto M7, che si trova circa 4° e mezzo a nord-est di Lesath. A sua volta il nome al
laţkha è probabilmente la traduzione di un nome greco di significato equivalente. Il nome arabo
dell'ammasso venne latinizzato in Alascha. Lo Scaligero, che conosceva l'arabo, credendo che con tale
nome gli arabi designassero Upsilon Scorpii e non l'ammasso M7, ritenne che il nome latino fosse corrotto e
che provenisse in realtà dall'arabo las'a, che significa morso di un animale velenoso, riferito alla posizione di
Lesath, coincidente con il pungiglione dello Scorpione. Dalla latinizzazione di las'a deriva quindi il nome che
attualmente viene usato per Upsilon Scorpii.
Osservazioni
Posta alla declinazione di 37°S, Lesath è una stella dell'emisfero australe. Nell'emisfero boreale essa non
può essere osservata a nord del 53º parallelo, il che esclude buona parte del Canada e l'Europa
settentrionale. Nelle zone temperate dell'emisfero boreale, essa comunque apparirà molto bassa
sull'orizzonte. Diventa circumpolare solo alle latitudini più meridionali del 53°S, cioè solo nelle estreme
regioni meridionali del Sudamerica e nel continente antartico. Visualmente appare molto vicina solo
36 minuti d'arco a Shaula λ Scorpii, con la quale forma il pungiglione sollevato dello Scorpione, nella parte
sud-est della costellazione. Tuttavia si tratta solo di una vicinanza puramente visiva: le due stelle non sono
legate fisicamente fra loro e sono in realtà distanti diverse decine di anni luce l'una dall'altra. Distante circa
520 anni luce, Lesath appartiene, come Shaula, all'Associazione OBScorpius-Centaurus, ossia
l'associazione OB più vicina a noi. Le analogie fra le due stelle non finiscono qui. Infatti esse hanno più o
meno la stessa classe spettrale: B2IV di Lesath contro B1,5IV di Shaula A (la stella principale di Shaula). Ciò
significa che Lesath ha un'alta temperatura superficiale: 22.400 K, che le conferisce un colore azzurro-blu.
Tale temperatura, unita a una vasta superficie irraggiante Lesath ha un raggio che è sette volte e mezzo
quello del Sole, comporta una grande luminosità intrinseca: Lesath è infatti 12.300 volte più luminosa del
Sole, quando si sia tenuto conto della notevole quantità di radiazione ultravioletta che Lesath emana.
Lesath
90
91
LESATH
Classificazione
Sub gigante Azzurra
Classe Spettrale
B 2 IV
Distanza dal Sole
520 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
17h 30m 45,83s
-37° 17’ 44,92”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
7,5 Raggi Solari
Massa
10 Masse Solari
22.400 K
73 km/s
Velocità Radiale
8 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,69
-3,31
Luminosità
12.300 Luminosità Solare
-0,23
92
SAGITTARIO
Ascella
Origine del Nome
Il nome Ascella deriva dal latino ed è stato conferito alla stella in quanto posizionata in coincidenza della
spalla della figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione. Nell'astronomia cinese, ζ Sgr era
la 6a delle sei stelle della costellazione del Mestolo o Carro del Sud, facente parte della Tartaruga Nera.
Osservazioni
Ascella ha una magnitudine apparente è +2,60 il che la rende il terzo sistema stellare più brillante della
costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti casi in cui Bayer non ha assegnato
le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella parte centrale della costellazione, circa
4° a sud est di Sigma Sagittarii. Posta quasi 30° a sud dell'equatore celeste, Ascella è una stella
appartenente all'emisfero australe. La sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione
nell'emisfero boreale, ove è osservabile solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa comunque nelle
regioni temperate dell'emisfero apparirà bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore della notte. Più
ampie sono le possibilità di osservarla quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo migliore per
osservarla corrisponde all'estate boreale. Ascella fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di cui assieme a
ε Sagittarii, δ Sagittarii e φ Sagittarii, forma il corpo. Zeta Sagittarii è un sistema stellare formato da
due stelle, i cui rispettivi nomi sono:

Zeta Sagittarii A

Zeta Sagittarii B
La loro distanza apparente è mezzo secondo d'arco. Alla distanza di 89,1 ± 3,3 anni luce, ciò corrisponde a
13,4 UA, mentre l'eccentricità orbitale del sistema è di 0,205. Ciò implica che esse si avvicinano fino a 10,6
UA al periastro e si allontanano fino a 16,1 UA all'afastro. Ci vogliono circa 21,075 anni perché un'orbita sia
completata.
ζ Sagittarii
Zeta Sagittarii
93
94
ASCELLA
Classificazione
Gigante
Classe Spettrale
A2 III
Distanza dal Sole
89 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 02m 36,7s
-29° 52’ 49”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Massa
2,2 Masse Solari
9.000 K
Moto Proprio
77 km/s
Velocità Radiale
22 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,26
Luminosità
0,08
95
Rukbat
Origine del Nome
Alpha Sagittarii α Sgr, Sagittarii α è una stella nella costellazione del Sagittario . Ha i nomi
tradizionali 天渊三 , Alrami e Rukbat , derivato dalla lingua araba al-Rukbat rami
il ginocchio
dell'arciere . Non deve essere confuso con Delta Cassiopea e , che inoltre è chiamato Ruchbah o Rukbat,
dal araba parola ‫ ةبكر‬rukbah che significa ginocchio.
Osservazioni
Alpha Sagittarii è di un azzurro, classe B stella nana . Non appare particolarmente brillante nel cielo ad
occhio nudo, con una visuale magnitudine apparente di 3,97. Tuttavia, questo è dovuto alla sua distanza, in
realtà, la stella è due volte calda il Sole e notevolmente più massiva, con una luminosità in lunghezze d'onda
visibili circa 40 volte maggiore di quella del Sole. Sulla base di un eccesso di emissioni di radiazione
infrarossa, può avere un disco di detriti , molto simile a Vega . Questo è un mono foderato sistema binario
spettroscopica. Il ROSAT All Sky Survey ha scoperto che Alpha Sagittarii emette un flusso di eccesso raggi
X, che non si prevede di provenire da una stella di questa classe spettrale. La spiegazione più probabile è
che il compagno è un attivo pre-stella della sequenza principale, oppure una stella che ha appena raggiunto
la sequenza principale.
96
RUKBAT
Classificazione
Nana Azzurra
Classe Spettrale
B 8V
Distanza dal Sole
170 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 23m 53,20s
-40° 36’ 58,0”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,49 Raggi Solari
Massa
12.4000 K
Moto Proprio
RA. 32,67 mx/anno Dec: -120 mx/anno
Velocità Radiale
-0,7 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,97
Luminosità
-0.10
97
Arkab Prior
Origine del Nome
La designazione di Bayer Beta Sagittarii Sgr β, β Sagittarii è condiviso da due sistemi stellari , i β ¹
Sagittarii e β ² Sagittarii , nella costellazione del Sagittario . Le due stelle sono separate da 0,36 ° nel
cielo. Beta Sagittarii ha anche il nome tradizionale Arkab , dal araba ‫ عرق وب‬c arqūb significato tendine del
ginocchio .
Osservazioni
β 1 Sagittarii
Beta-1 Sagittarii , chiamato anche Arkab Prima perché conduce ² β attraverso il cielo, è una stella
binaria situata 378 anni luce dalla Terra . Arkab Prima A è un tipo spettrale B9 sequenza principale nano che
ha una magnitudine apparente di 3,96. Arkab Prior B è una nana di tipo A3, con una magnitudine apparente
di 7,4. Le due stelle sono separate nel cielo da 28 secondi d'arco , che li mette almeno 3300 unità
astronomiche parte.
β 2 Sagittarii
Beta-2 Sagittarii , chiamato anche Arkab posteriore poiché sentieri β ¹ attraverso il cielo, è un tipo
spettrale F2 gigante che ha una magnitudine apparente di 4,27. Si tratta di 137 anni luce dalla Terra .
98
ARKAB PRIOR β 1
Ascensione Retta
19h 22m 38,3s
-44° 27’ 32”
Declinazione
3,96
Distanza
378 a.l.
Tipo Spettrale
B 9V
ARKAB PRIOR β 2
Ascensione Retta
19h 23m 13,2s
-44° 47’ 59”
Declinazione
4,27
Distanza
139 a.l.
Tipo Spettrale
F 2III
99
Nunki
Origine del Nome
Sigma Sagitarii σ Sgr / σ Sagittarii è il secondo più grande sistema stellare della costellazione del Sagittario.
Il nome moderno Nunki è un nome Assiro o Babilonese riutilizzato dagli archeologi e reso pubblico da R.H.
Allen.
Osservazioni
Nunki ha una magnitudine apparente di +2.1 ed una classe spettrale B3. La luminosità totale di σ Sgr è 3300
volte quella del Sole e la massa totale è 7 volte la massa solare. Il raggio della stella equivale a 5 volte
quello del Sole e la temperatura superficiale è di 20.000K. Nunki può essere occultata dalla Luna e molto
raramente dai pianeti. L'ultima occultazione di Nunki da un pianeta risale al 17 novembre 1981, quando è
stata occultata da Venere.
100
NUNKI
Classificazione
Gigante Azzurra
Classe Spettrale
B2,5 V
Distanza dal Sole
220 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 55m 15,9s
26° 17’ 48”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
5 Raggi Solari
Massa
7 Masse solari
20.000 K
Moto Proprio
AR: -13,87 mx/anno Dec: 52,65 mx/anno
201 km/s
Velocità Radiale
-11,2 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,05
-2,14
Luminosità
-0,22
101
Albaldah
Origine del nome
Pi Sagittarii Sgr π, π Sagittarii è un sistema stellare triplo nel zodiaco costellazione del Sagittario . Ha il
nome tradizionale Albaldah , che deriva dalla lingua araba ‫ ب لدة‬Balda la città'. E’ nota come 建三 la terza
stella dello stabilimento, in cinese. Nel catalogo della stelle nel Calendarium di Al Achsasi al Mouakket ,
questa stella è stata designata al Beldat Nir , che è stato tradotto in latino come Lucida Oppidi , vale a dire la
più brillante della città .
Osservazioni
Albaldah ha una magnitudine apparente visuale di 2,89,, che è sufficientemente luminoso da essere
facilmente visibili ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misurazioni, questa stella si trova a una distanza
di circa 510 anni, luce 160 parsec, dalla Terra . Perché è vicino alla eclittica , Albaldah a volte può
essere occultata dalla Luna , e, molto raramente, pianeti del Sistema Solare. L'occultazione successivo da
un pianeta si svolge il 17 febbraio 2035, quando sarà occultato da Venus . Lo spettro di questa stella
corrisponde ad una classificazione stellare di F2 II. Il 'II' classe di luminosità è per un gigante luminosa,
stella che ha esaurito l'idrogeno nel suo nucleo e ha seguito un percorso evolutivo dalla sequenza
principale di stelle come il sole. Perché ha quasi sei volte la massa del Sole, ha raggiunto questo stadio in
soli 67 milioni di anni. L'involucro esterno è energia radiante ad una temperatura efficace di circa 6590
K, dando il giallo-bianco colore di una stella di tipo F. Pi Sagittarii ha due compagni vicini. Il primo si trova
ad una separazione angolare di 0,1 secondi d'arco da Albaldah, o almeno 13 Unità Astronomiche UA. Il
secondo è di 0,4 secondi d'arco di distanza, che si trova a 40 UA o più. Nulla si sa circa le orbite di queste
stelle.
102
ALBALDAH
Classificazione
Super Gigante
Classe Spettrale
F2 II
Distanza dal Sole
510 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
19h 09m 45,83s
-21° 01’ 25,01”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Massa
5,9 Masse Solari
6.590 K
Moto Proprio
30 km/s
Velocità Radiale
-9,8 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,85
-2,89
Luminosità
0,35
103
Kaus Borealis
Origine del Nome
Il nome Kaus Borealis deriva dalla lingua araba ‫ ق وس‬,qaws, arco e latino borealis settentrionale. A sud di
essa si trovano le altre stelle dell'arco, Kaus media e Kaus Australis.
Osservazioni
Lambda Sagittarii λ Sgr, λ Sagittarii è una stella visibile in direzione della costellazione del Sagittario . La
stella segna l'estremità superiore di un asterismo a forma di arco ‫ ق وس‬qaws in arabo, da cui il nome
tradizionale Kaus Borealis. Essa segna anche la parte superiore del coperchio del cosiddetto asterismo
denominato Teiera. Nella antica astronomia cinese, è la seconda di 6 stelle dell'asterismo denominato, Merlo
acquaiolo, della costellazione cinese detta Tartaruga Nera. λ Sagittarii è una Gigante rossa di classe
spettrale K1. Allo stato attuale è in corso nel suo nucleo la fusione termonucleare dell'elio, con produzione
di carbonio ed ossigeno. Kaus Borealis è distante 77 anni luce da noi, con una massa pari a 2,3 Masse
solari, un raggio pari a circa 11 raggi solari, ed è 52 volte più luminosa del Sole. Trovandosi vicina al piano
dell'eclittica, Lambda Sgr viene talvolta occultata dalla Luna e, più raramente, da un pianeta, generalmente
un interno. L'ultima occultazione da parte di un pianeta fu quella di Venere, che avvenne il 19
novembre 1984. La precedente occultazione con un pianeta avvenne il 5 dicembre 1865, quando fu
occultata dal pianeta Mercurio. Il 1 Dicembre 2011 λ Sagittarii è stata in congiunzione con Venere ad una
distanza angolare di 41'.
104
KAUS BOREALIS
Classificazione
Gigante Rossa
Classe Spettrale
K1 +IIIB
Distanza dal Sole
77,3 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 27m 58,2s
-25° 25’ 18”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
11 Raggi Solari
Massa
2,3 Masse Solari
DATI OSSERVATIVI
2,82
0,93
Luminosità
105
Kaus Australis
Origine del Nome
Kaus Australis ε Sgr / ε Sagittarii / Epsilon Sagittarii è una stella gigante di colore bianco-azzurro che
splende alla magnitudine apparente di 1,80, il che ne fa la trentaquattresima stella più brillante del cielo.
Assieme
aδ
Sagittarii Kaus
Media
e
aλ
Sagittarii
Kaus
Borealis
forma
l'arco
della costellazione del Sagittario, di cui rappresenta la parte inferiore, sud. Questo spiega il suo nome
derivante dall'arabo ‫ ق وس‬qaws, che significa 'arco' e dal latino austrālis, che significa sud . Essa fa anche
parte dell'asterismo noto come teiera. Nonostante nella nomenclatura di Bayer le sia stata assegnata la
lettera ε, essa è la stella più luminosa della costellazione. Essendo posta molto a sud, 34° sotto l'equatore
celeste, le possibilità di osservarla nell'emisfero boreale sono limitate.
Osservazioni
La temperatura superficiale di Kaus Australis è stimata essere 9200 K, il che la colloca fra le classi
spettrali A e B: certi cataloghi la classificano come B9.5, altri come A0. Dalla distanza di 147 anni luce si
ricava che questa stella emette una radiazione 375 volte quella solare, che è maggiore di quella che viene
emessa di solito dalle giganti di questa classe. Kaus Australis viene perciò definita gigante brillante. La stella
ha esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo. Probabilmente esso sta ora contraendosi e scaldandosi, ma
non
ha
ancora
raggiunto
una
temperatura
e
la densità sufficiente
a
innescare
la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. L'aumento di temperatura del nucleo sta facendo crescere la stella
di volume, allontanando dal nucleo gli strati più superficiali. Il destino finale di Kaus Australis è quello di
trasformarsi in una nana bianca. Probabilmente questa stella, ruotando velocemente su se stessa, ha creato
un alone di gas intorno al suo equatore, che la nasconde in parte all'osservazione. È un fenomeno comune
nelle stelle ad alta velocità di rotazione, come Achernar e Gamma Cassiopeiae. Kaus Australis è in realtà
una stella doppia, avendo la principale una debole compagna di magnitudine 14,1 a una distanza di 32
secondi d'arco.
106
KAUS AUSTRALIS
Classificazione
Gigante Bianco Azzurra
Classe Spettrale
B 9,5 III
Distanza dal Sole
147 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 24m 10,31s
-34° 23’ 04,62”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
7 Raggi Solari
Massa
4 Masse Solari
9.200 K
Moto Proprio
145 km/s
Velocità Radiale
-15 km/s
DATI OSSERVATIVI
1,80
-1,45
Luminosità
107
Kaus Media
Origine del Nome
Il nome Kaus Media deriva dall' arabo ‫ ق وس‬qaws = arco e dal latino media, cioè in mezzo. In effetti essa
assieme a ε Sagittarii Kaus Australis e a λ Sagittarii Kaus Borealis forma l'arco impugnato dalla
figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione. Kaus Media si trova al centro dell'arco, mentre
Kaus Australis e Kaus Borealis ne disegnano rispettivamente la parte meridionale e settentrionale.
Osservazioni
Delta Sagittarii δ Sgr / δ Sagittarii è un sistema stellare presente nella costellazione del Sagittario. Il suo
nome tradizionale è Kaus Media. Kaus Media ha una magnitudine apparente +2,72, il che la rende la quarta
stella più brillante della costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii e ζ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti
casi in cui Bayer non ha assegnato le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella
parte occidentale della costellazione quasi al confine con le costellazioni dell'Ofiuco e dello Scorpione. Posta
quasi 30° a sud dell'equatore celeste, Kaus Media è una stella appartenente all'emisfero australe. La
sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione nell'emisfero boreale, ove è osservabile
solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa comunque nelle regioni temperate dell'emisfero apparirà
bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore della notte. Più ampie sono le possibilità di osservarla
quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo migliore per osservarla corrisponde all'estate boreale.
Kaus Media fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di cui assieme a ε Sagittarii, ζ Sagittarii e φ Sagittarii,
forma il corpo.
108
KAUS MEDIA
Classificazione
Gigante Arancione
Classe Spettrale
K3 III
Distanza dal Sole
306 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
18h 20m 59,7s
-29° 49’ 41”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
62 Raggi Solari
Massa
5 Masse Solari
4.300 K
Moto Proprio
Velocità Radiale
-19,9 km/s
DATI OSSERVATIVI
2,72
-2,16
Luminosità
1,38
109
CAPRICORNO
Deneb Algiedi
Origine del nome
I nomi tradizionali sono dal araba ‫ ال جدي ذن ب‬ðanab al-jady , che significa la coda della capra. Come si
rappresenta la coda di una capra fishlike celeste. Perché è vicino alla eclittica , Delta Capricorni può
essere occultata dalla Luna , e anche raramente da pianeti . In cinese , 垒壁阵 Zhen Lei Bi , il che
significa linea di mura , si riferisce ad un asterismo composto da δ Capricorni, κ Capricorni , ε Capricorni , γ
Capricorni , Aquarii ι , λ Aquarii , σ Aquarii , Aquarii φ , 27 Piscium , 29 Piscium , Piscium 33 e 30
Piscium . Di conseguenza, si è δ Capricorni è noto come 垒壁阵四 Lei Bi Zhen Sì , l'inglese: la quarta stella
della linea di mura .
Osservazioni
Delta Capricorni è una binaria ad eclisse star system simile a quello Algol , con un periodo orbitale di
1.022768 giorni e uno inclinazione vicino alla linea di vista dalla Terra. Il picco di magnitudine apparente
visuale della coppia è 2.81. Durante un'eclissi del primario, questa grandezza scende dello 0,24. Quando il
primario sta eclissando il secondario, la grandezza diminuisce di 0,09. Il componente principale, Delta
Capricorni A, ha un totale classificazione stellare di A7M III, indicando che si tratta di una stella gigantesca
ha esaurito la fornitura di idrogeno nel suo nucleo. Più specificamente, si tratta di una chimica particolare Am
stella di tipo spettrale di kA5hF0mF2 III nell'ambito del sistema MK rivisto. Questa notazione indica che il Kline riporta la temperatura di una stella A5, il tipo spettrale di idrogeno corrisponde a un F0 stelle, e le righe
metalliche corrispondere una stella F2. in passato, questa stella è stata sospettata di essere una variabile
Delta Scuti , che è raro per una stella Am. Questa categorizzazione è stata messa in discussione durante le
osservazioni nel 1994 e non è più probabile una stella variabile. Rispetto al Sole, il primario ha il doppio
della massa e quasi due volte il raggio. Si sta ruotando rapidamente con una proiezione velocità di
rotazione di 105 km/s Questo tasso di rotazione è sincrona con il periodo orbitale. Si noti che è insolito per
una stella Am ad avere una velocità di rotazione elevata. La busta esterna della stella irradia energia ad
una temperatura efficace di 7301 K, dando il color bianco bagliore di tipo A-stella. Il componente secondario
è un tipo G o K stella con circa il 90% della massa del Sole Ci sono due compagni ottici. Una stella di
magnitudine sedicesimo è una arc minute di distanza, mentre la tredicesima magnitudine D è a due minuti
d'arco di distanza dal sistema.
110
111
DENEB ALGEDI
Classificazione
Stella Gigante
Classe Spettrale
A 7 M III
Distanza dal Sole
38,7 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 47m 02,44s
-16° 07’ 38,23”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
1,91 Raggi Solari
Massa
2 Masse Solari
7.300 K
Moto Proprio
Velocità Radiale
-6,3
DATI OSSERVATIVI
2,81
2,49
Luminosità
0,31
112
Dabih
Beta Capricorni (β Cap / β Capricorni), nota anche come Dabih, è una stella gigante brillante
arancione di magnitudine 3,08 situata nella costellazione del Capricorno. Dista 344 anni luce dal sistema
solare.
Osservazione
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe,
può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud
siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in
prossimità del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,1, la si può osservare anche dai piccoli centri
urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua
individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine
giugno e novembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie
alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste La stella è una gigante brillante arancione;
possiede una magnitudine assoluta di -2,04 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta
allontanando dal sistema solare. Beta Capricorni è un sistema multiplo formato da 6 componenti. La
componente principale A è una stella di magnitudine 3,08. La componente B è di magnitudine 6,2, separata
da 205,3 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 267 gradi. La componente C è di magnitudine
10,2, separata da 0,8 secondi d'arco da B e con angolo di posizione di 089 gradi. La componente D è di
magnitudine 9,0, separata da 226,6 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 134 gradi. La
componente E è di magnitudine 13,0, separata da 111,7 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di
294 gradi. La componente F è di magnitudine 13,4, separata da 6,4 secondi d'arco da E e con angolo di
posizione di 322 gradi.
113
DABIH
Classificazione
Gigante Brillante Arancione
Classe Spettrale
K0 II+
Distanza dal Sole
344 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 21m 00,675s
-14° 46’ 52,92”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
Massa
8.900 K
Moto Proprio
AR: 48,42 mx/anno Dec: 14.00 mx/anno
Velocità Radiale
-18,9 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,08
-2,04
Luminosità
0.79
114
Algedi
Origine del Nome
Può essere anche chiamata Algiedi, Al Giedi o Giedi; anche se Giedi è a volte usato per riferirsi a β
Capricorni. Il nome Algedi deriva dall'arabo ‫ ال جدي‬al-jady, il capretto, che è anche il nome arabo della
costellazione del Capricorno.
Osservazioni
Algedi Alpha Capricorni, α Cap è una stella binaria ottica nella costellazione del Capricorno La designazione
è condivisa da due sistemi stellari non legati gravitazionalmente tra di loro:

α¹ Capricorni, anche chiamata Prima Giedi. La componente principale del sistema è una supergigante
gialla che dista circa 686anni luce dalla Terra.

α² Capricorni, anche chiamata Secunda Giedi. La componente principale è una gigante gialla che dista
circa 108,69 anni luce dalla Terra.
I due sistemi sono separati da 0,11° nel cielo e sono risolvibili anche a occhio nudo, come avviene
per Mizar e Alcor nell'Orsa Maggiore.
.
Algedi 1 / 2
115
ALGEDI 1-2
Classificazione
Supergigante Gialla – Gigante Gialla
Classe Spettrale
G3 Ib / G8 III
Distanza dal Sole
687 – 109 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta 1
20h 17m 38,87s
Ascensione Retta 2
20h 18m 03,22s
Declinazione 1
12° 30’ 29,57”
Declinazione 2
01° 32’ 41,49”
DATI OSSERVATIVI
4,23 / 3,57
-2,39 / +0,95
Luminosità
752 / 35 Luminosità Solari
116
ACQUARIO
Sedalmelik
Origine del Nome
Sadalmelik α Aqr / α Aquarii è una stella supergigante gialla situata nella costellazione dell'Acquario, di cui
tuttavia non è la stella più luminosa (il titolo corrisponde a β Aquarii. Il nome Sadalmelik deriva
dall'espressione araba ‫ ال م لك س عد‬sacd al-malik/mulk, che significa «fortuna del re/regno», così anche
come Rucbah, nome con cui viene anche indicata Delta Cassiopeiae δ Cas / δ Cassiopeiae. È una delle due
sole stelle con nomi propri antichi ad essere attraversata dall'equatore celeste. L'origine del nome arabo è
andata persa nella storia.
Osservazione
Sadalmelik ha una magnitudine apparente di +2,95 m. Ha un diametro 80 volte quello del Sole e la
sua luminosità è 6000 volte più grande, facendola appartenere alla classe spettrale G2Ib. È un membro della
rara classe di stelle nota come supergiganti gialle. Sadalmelik è a circa 759 anni-luce dalla Terra.
117
SEDALMELIK
Classificazione
Supergigante Gialla
Classe Spettrale
G2 Ib
Distanza dal Sole
759 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta 1
22h 05m 47,0s
0° 19’ 11”
Declinazione 1
DATI OSSERVATIVI
2,95
Raggio Medio
80 Raggi Solari
Luminosità
118
Sedal Suud
Origine del Nome
Sadalsuud Beta Aquarii - β Aqr è la stella più brillante della costellazione dell'Acquario. Il nome tradizionale
c
c
Sadalsuud deriva dall'espressione araba ‫ س عد ال س عود‬sa d as-su ūd, che significa fortuna delle fortune.
Sadalsuud ha una magnitudine stellare di +2,90 m. Appartiene alla classe spettrale G0Ib ed è a 610 anniluce dalla Terra. È un membro della rara classe di stelle note come supergiganti gialle.
Sedal Suud
Classificazione
Super gigante Gialla
Classe Spettrale
G0 Ib
Distanza dal Sole
610 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
21h 31m 33,5s
-05° 34’ 16”
Declinazione
DATI OSSERVATIVI
2,90
119
Al Bali
Origine del Nome
Epsilon Aquarii ε Aqr / ε Aquarii è una stella bianca nella sequenza principale di magnitudine 3,77 situata
nella costellazione dell'Acquario. È nota con il nome tradizionale di Albali, dall'arabo ‫ علابلا‬albāli‘ "colui che
inghiotte". Dista 230 anni luce dal sistema solare.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò
comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia
invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle
aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine 3,8, la si può osservare anche dai piccoli
fra fine giugno e novembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso,
grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La stella è una bianca nella sequenza
principale; possiede una magnitudine assoluta di -0,47 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella
si sta avvicinando al sistema solare.
120
AL BALI
Classificazione
Stella Bianca
Classe Spettrale
A1 5V
Distanza dal Sole
230 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
20h 47m 40,55s
-09° 29’ 44,79”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
2,1 Raggi Solari
Massa
3,1 Masse Solari
8.000 K
Moto Proprio
RA: 31,89 mx/anno Dec: 35,32 mx/anno
Velocità Radiale
-16 km/s
DATI OSSERVATIVI
3,77
-0,47
Luminosità
0
121
Sedachbia
Osservazioni
Gamma Aquarii γ Aqr/γ Aquarii è una stella della costellazione dell'Acquario. È nota anche con il nome
tradizionale di Sadachbia, nome di origine araba che viene interpretato come La fortunata delle tende o
anche come La fortunata delle cose nascoste, o dei posti raccolti. Ha una magnitudine apparente di 3,86 ed
è a 158 anni-luce dalla Terra. È una delle quattro stelle che formano l'asterismo dell' Urna.
Dati Fisici
SEDACHBIA
Classificazione
Stella Bianca
Classe Spettrale
A0V
Distanza dal Sole
158 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 21m 39,4s
-01° 23’ 14”
Declinazione
DATI OSSERVATIVI
3,86
122
Skat
Osservazioni
Delta Aquarii δ Aqr/δ Aquarii è la terza stella più brillante della costellazione dell'Acquario. È nota anche con
il nome tradizionale diSkat o Scheat, nome riferito anche a Beta Pegasi. Si pensa che Delta Aquarii faccia
parte dell'Associazione Stellare dell'Orsa Maggiore. Generalmente si considera che il nome tradizionale
derivi dalla parola araba as-saq, che significa gamba o tibia; comunque è stato suggerito anche che la vera
derivazione provenga dall'arabo ši'at, che significa augurio.
SKAT
Classificazione
Stella Bianca
Classe Spettrale
A3V
Distanza dal Sole
160 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 54m 39,0s
-15° 49’ 15”
Declinazione
DATI OSSERVATIVI
3,27
123
Ancha
Origine del Nome
Theta Aquarii θ Aqr / θ Aquarii, anche indicata con il nome tradizionale di Ancha, è una stella gigante gialla
di magnitudine 4,18 situata nella costellazione dell'Acquario. Dista 191 anni luce dal sistema solare.
Osservazioni
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò
comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia
invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle
aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine 4,2, la si può osservare anche dai piccoli
fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso,
grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La stella è una gigante gialla; possiede
una magnitudine assoluta di 0,34 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella si sta avvicinando
al sistema solare.
124
Dati Fisici
ANCHA
Classificazione
Gigante Gialla
Classe Spettrale
G8 III C
Distanza dal Sole
191 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
22h 16m 50,04s
-07° 46’ 59,84”
Declinazione
DATI FISICI
Raggio Medio
12,3 Raggi Solari
Massa
2,22 Masse Solari
4.900 K
Moto Proprio
Velocità Radiale
14,7 km/s
DATI OSSERVATIVI
4,18
0,34
125
PESCI
Alrisha
Origine del Nome
Alrisha α Piscium è una stella binaria situata nella costellazione dei Pesci. Il nome derivo dal arabico ‫ال ر شآء‬
al-rišā’ e significa il nodo. Alrisha presenta una magnitudine apparente da Terra di 4,33. Dista dal sistema
solare 139 anni luce. Alrisha è 2,3 volte più massiccia del Sole. La stella ha una compagna la magnitudine
apparente è + 5,23
Osservazioni
La distanza da α Psc è di circa 139 anni luce . Il sistema comprende una stretta stella doppia ,
con separazione angolare di oggi da 1,8" tra i componenti. La stella principale è di magnitudine 4,33 e tipo
spettrale A0p, mentre la compagna è la magnitudine 5.23 e appartiene alla classe spettrale A3M. Le due
stelle richiedere più di 700 anni in orbita tra di loro e faranno il loro massimo avvicinamento tra loro circa
2060. Uno o entrambi delle stelle può essere una binaria spettroscopica pure. Le stelle sono masse di 2,3 e
1,8 masse solari , rispettivamente, e brillare con un totale di luminosità di 31 e 12 volte quella del sole.
126
Dati Fisici
ALRISHA
Classificazione
Stella Binaria
Classe Spettrale
A0p Si Sr
Distanza dal Sole
139 a.l.
COORDINATE
Ascensione Retta
02h 02m 02,8s
02° 45’ 49”
Declinazione
DATI OSSERVATIVI
4,33
Questa raccolta è stata effettuata con l’aiuto dell’Enciclopedia online WIKIPEDIA, sono state
inserite sole le stelle con nome proprio, e tralasciato quelle con il solo alfabeto greco.
Quanto prima seguiranno le stelle con nome proprio delle costellazioni Boreali
Mauro Aloigi
127
128
129
130
131
.
132
133
134
135
.
136
137
138
139
140

Le stelle delle costellazioni Zodiacali ARIETE

Transcript

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