Alrai, la subgigante di Perseo

Alrai o Errai (γ Cephei) è una stella doppia situata nella costellazione di Cefeo a 45 anni luce dalla Terra, con una magnitudine apparente di 3,22. Il suo nome deriva dall'arabo الراعي ar-rā'ī, che significa Il pastore.
Il sistema di Alrai consiste in due stelle. La maggiore e più luminosa è una subgigante arancione di classe spettrale K1 IV. La minore è una nana rossa, che orbita attorno alla principale secondo una traiettoria ancora poco conosciuta: l'ipotesi più accreditata è che essa sia molto eccentrica e vari da una distanza minima di 10 UA ad una massima di 29 UA nel corso di 70 anni.
Alrai è la stella che seguirà la Polare (α Ursae Minoris) come Stella Polare terrestre, a causa della precessione degli equinozi. Alrai si avvicinerà al polo nord celeste più della polare all'incirca nel 3000 d.C. e sarà al suo avvicinamento massimo nel 4000 d.C. Il "titolo" passerà a ι Cephei qualche tempo dopo il 5200 d.C.
La stella β Ophiuchi è chiamata alcune volte Alrai, ma è più comunamente conosciuta come Cebalrai o Kelb Alrai, "cane del pastore".

Nel 1989 fu annunciato dagli astronomi canadesi Anthony Lawton e P. Wright un pianeta orbitante intorno ad Alrai. Questo sarebbe stato il primo pianeta extrasolare e fu ipotizzato basandosi sulla stessa tecnica della velocità radiale usata più tardi con successo da altri. Tuttavia, la notizia fu ritrattata nel 1992, poiché la qualità dei dati ottenuti non era abbastanza buona da rendere stabile la scoperta. Nel 2002 però delle nuove misurazioni, condotte dall'équipe di Artie Hatzes, evidenziarono la presenza del pianeta.

Tabit (Pi3 Orionis) la stella di sequenza principale

Pi3 Orionis (π3 Ori / π3 Orionis) è una stella appartenente alla sequenza principale, posta alla distanza di 26,2 anni luce dal Sistema solare, in direzione della costellazione di Orione, a sud-est di Aldebaran.
La classe spettrale di questa stella è F6-V (paragonabile quindi a stelle come Procione); la sua massa ed il suo diametro sono pari a circa 1,3 volte quelli del Sole, mentre la sua luminosità è tre volte maggiore.

Sembra che Pi3 Orionis formi un sistema binario insieme ad un'altra stella, ma recenti misurazioni suggeriscono che possa trattarsi di una compagna di tipo ottico, non legata cioè ad essa da alcun legame gravitazionale ed in realtà molto più distante.

Ross 614, il sistema binario vicino a noi.

Ross 614 è uno dei sistemi binari più vicino a noi ed è formato da due stelle. La coppia si trova ad una distanza di 13,1 anni luce È una delle coppie di stelle più piccole e leggere che si conoscono. Scoperte nel 1927 da F.E Ross, entrambe sono nane rosse di tipo spettrale M6.

La componente A possiede 1/5,58 (con l'approssimazione di +/- 1/21) della massa del nostro sole, e 1/3 del diametro, ed è 2100 volte meno luminosa, con una magnitudine visuale pari a 11,13. Il componente B ha una massa pari a 1/12,04 ( con l'approssimazione di +/- 1/43) la massa del sole, e solo 1/9 del suo diametro ed è 63.000 volte meno luminosa. Ross 614B possiede solo 80 volte la massa di Giove, approssimativamente lo stesso diametro, e una magnitudine visuale tra 14,6 e 14,8.

61 Cygni il sistema binario della costellazione del cigno.

61 Cygni fa parte della costellazione del cigno, ed è un sistema binario composto da due nane arancio-rosse, 61 Cygni A e 61 Cygni B.

61 CYGNI A

Questa stella arancio-rosso è una stella nana di tipo spettrale e luminosità K3.5 – 5-0 Ve. Possiede circa il 70% della massa del Sole (RECONS), il 72% del suo diametro (Johnson e Wright, 1983) e circa 8,5 % della sua luminosità. La metallicità della stella, misurata in base alla abbondanza di ferro, è pari al 79% a quella del sole. È stata inoltre individuata della polvere stellare attorno al sistema binario (Backman, 1986 e Kuchner, 1998). Entrambe le stelle potrebbero essere più antiche del Sole a causa della lentezza del loro periodo di rotazione. Inoltre il sistema mostra una velocità di moto orbitale galattico moderatamente elevata. (Ken Croswell, 1995).
61 Cygni A, probabilmente è una stella variabile, alla quale è stata data la designazione V1083 Cygni e nella nuova designazione come NSV 13543. La stella e il suo compagno hanno un'orbita molto ellittica, (e=0,40) oscillando da una distanza minima di 51,7 e 121 UA.(Da 7,73 a 18,10 Miliardi di Km ) e un periodo orbitale di 722 anni. (Frederick Jerrold e Jerry Josties, 1980, nel Quarto catalogo di Binarie visuali, Heintz, 1983). Invece nel quinto catalogo di Binarie visuali si fornisce i seguenti elementi orbitali: a=24,4" pari 85,2 a 11,4 AL, un periodo di rivoluzione di 658 anni, un'eccentricità orbitale di 0,48 e i=126° (Kisseley, 1987).
Un pianeta di tipo terrestre dovrebbe trovarsi, se esistesse, a solo 0.30 UA (44,9 milioni di km), circa ¾ la distanza di Mercurio dal Sole. A una tale distanza il periodo orbitale dovrebbe essere di 76.8 giorni, meno di ¼ dell'anno terrestre. Questa stella viene identificata anche con le sigle seguenti: HR 8085, Gl 820 A, Hip 104214, HD 201091, BD+38 4343, SAO 70919, FK5 773, LHS 62, Struve 2758 A, e ADS 14636 A.

61 CYGNI B

Questa stella arancio-rossa è una nana di luminosità e tipo spettrale K4.7 – 7.0 Ve. Possiede circa il 63% della massa solare ( RECONS), il 67% del suo diametro (Johnson e Wright, 1983), e circa il 3.9% della sua luminosità. È stata inoltre individuata della polvere interstellare che probabilmente è variabile con designazione NSV 13546. (New Suspected Variable designation).

Un pianeta di tipo terrestre dovrebbe trovarsi a circa 0.20 UA, circa la metà della distanza di Mercurio dal Sole, (29,9 Milioni di km) per mantenere un ambiente confortevole con acqua. A quella distanza un tale pianeta avrebbe un periodo orbitale di 46,6 giorni. Questa stella viene identificata anche con le seguenti sigle: HR 8086, Gl 820 B, Hip 104217, HD 201092, BD+38 4344, LHS 63, Struve 2758 B e ADS 14636 B.

Nel 1942 Kay Aage Gunnar Strand (1907-2000), che divenne il direttore del U.S. Naval Observatory, utilizzando delle osservazione fotografiche effettuate negli osservatori di Potsdam, Lick, e Sproul, individuò delle piccole ma sistematiche variazioni nelle orbite di 61 Cygni A e B, il che suggerì la possibile esistenza di un terzo, invisibile corpo orbitante attorno a 61 Cygni A, (Strand, 1943).
In un articolo del febbraio 1957, Strand analizzò molti dati e giunse alla conclusione che l'oggetto era di circa 8 masse gioviane. Il periodo orbitale venne calcolato in 4.8 anni il che suggeriva una distanza media orbitale (semiasse maggiore) da 61 Cygni di circa 2.4 UA(359 milioni di km), pressappoco alla stessa distanza del limite inferiore del cintura di asteroidi del Sistema Solare. A causa della sua piccola massa e del diametro pari a 1/10 del Sole, questo oggetto non ancora confermato venne chiamato 61 Cygni C.
Tuttavia, nel 1978, Wulff Dieter Heintz (dello Sproul Observatory del College di Swarthmore), individuò, in 61 Cygni, un oggetto con il una massa pari al 6% della massa del Sole, o 60 masse gioviane, Heinz verificò in questo modo che i dati iniziali non erano corretti.
Secondo il Quinto catalogo Yale delle stelle luminose, è di rilievo l'inserimento della stella HR 8085. Le ultime misure astrometriche suggeriscono l'esistenza di tre oggetti invisibili che orbitano con periodi rispettivamente di sei, sette e dodici anni. Tuttavia questi oggetti non sono stati risolti con l'interferometria a specchio, quindi la loro esistenza rimane ancora da dimostrare.

Epsilon Eridani la stella luminosa con un sistema planetario.

Epsilon Eridani con un suo pianeta.

Epsilon Eridani che appare come il sole e qua sono illustrati tre dei suoi pianeti

Epsilon Eridani (ε Eri) è una stella della costellazione di Eridano.
Si tratta della terza stella più vicina visibile nel cielo notturno terrestre ad occhio nudo, senza l'aiuto di un telescopio; è anche, in generale, una delle stelle più vicine al sistema solare, e la più vicina stella singola simile al Sole.
ε Eridani possiede circa l'85% della massa del Sole, quasi le medesime dimensioni, ma solo il 28% della sua luminosità; si trova a 10,5 anni luce di distanza dal sistema solare.
Lo spettro di ε Eridani è estremamente variabile e presenta numerose linee di emissione. La stella, che sembra possedere un campo magnetico molto forte, ruota su sé stessa in circa 11 giorni. La ragione della sua forte attività è la sua giovinezza: si stima che l'astro si sia formato solo mezzo miliardo di anni fa (a fronte di una vita stimata di decine di miliardi di anni).

Nel 1998 è stato scoperto un disco di polveri attorno alla stella, alla stessa distanza a cui si trova la fascia di Kuiper dal nostro Sole. Risale al 2000 la scoperta di un primo pianeta gioviano in orbita attorno ad ε Eridani, ad una distanza media di 3,3 UA e dalla massa superiore del 50% a quella di Giove; questa scoperta è stata definitivamente confermata nel 2006. La sua orbita è risultata molto ellittica. È stata inoltre ipotizzata la presenza di un secondo pianeta (le prove sono incerte), grande tre o quattro volte più del primo, dal periodo orbitale pari a circa 25 anni.
Più vicino alla stella non si trovano altri dischi di polveri; questa assenza è prevista dai modelli di formazioni planetaria, e pertanto non esclude la presenza di pianeti terrestri nelle regioni più interne del sistema di ε Eridani. Tuttavia l'astro è assai povero di metalli (come vengono definiti in astronomia tutti gli elementi più pesanti dell'elio), il che getta ombre sulla possibilità che nelle prime fasi di sviluppo fosse presente abbastanza materiale per la formazione di pianeti rocciosi.
Un potenziale pianeta che orbitasse attorno ad ε Eridani ad una distanza media pari a 0,53 unità astronomiche avrebbe una temperatura adatta per ospitare acqua allo stato liquido.