giovedì 25 settembre 2008

Alioth, la coda della pecora (Arabo)


Alioth (dall'arabo alyat - coda della pecora), più conosciuta come Epsilon Ursae Majoris, è la stella più brillante della costellazione dell'Orsa Maggiore. La sua magnitudine apparente è 1,76, il che fa di Alioth la trentunesima stella più brillante del cielo. La sua posizione nella costellazione è nella coda, nella parte di essa più vicina al corpo. È anche un membro dell'ammasso aperto dell'Orsa Maggiore.
Basandosi sui dati raccolti dal satellite Hipparcos, Alioth dista dalla Terra 81 anni luce (25 parsec). Il suo tipo spettrale è A0p, dove p sta per peculiare. Infatti lo spettro elettromagnetico di questa stella è alquanto strano, simile a quello delle variabili a spettro magnetico, il cui prototipo è Cor Caroli (α2 Canum Venaticorum).
Per una stella della sua classe, Alioth ha un campo magnetico relativamente debole (pur essendo 15 volte più intenso di quello terrestre).

Chi Cygni la brillante stella viariabile


Chi Cygni (Chi Cyg / χ Cyg / χ Cygni) è una stella variabile di tipo Mira situata nella costellazione del Cigno.
Chi Cygni mostra una delle maggiori variazioni conosciute della propria magnitudine. Al massimo ha una magnitudine di +3,62 mentre al minimo la sua magnitudine è di 15,00. Dunque al minimo la stella è visibile solamente con un telescopio il cui diametro sia superiore a 30 centimetri. La sua distanza da Terra è approssimativamente di 345 anni luce.
L'astronomo Gottfried Kirch ha scoperto la sua variabilità nel 1687.

mercoledì 24 settembre 2008

119 Tauri, la grandissima del toro


119 Tauri è una stella situata nella costellazione del Toro. È una delle stelle più grandi conosciute, con un diametro 510 volte superiore a quello del Sole.
119 Tauri è una supergigante rossa di classe M con una magnitudine apparente di +4.32. Si trova all'incirca a 1920 anni luce da Terra ed è classificata come una variabile semiregolare e la sua luminosità varia da magnitudine +4.23 a +4.54 in un periodo di 165 giorni.

martedì 23 settembre 2008

Delta Cephei, la grande stella di Cefeo.


Delta Cephei (δ Cep / δ Cephei) è una stella supergigante gialla situata nella costellazione di Cefeo.
Delta Cephei è il prototipo di una classe di stelle variabili molto importanti, le cefeidi (in latino Cepheidus Prototypus), nonché la cefeide più vicina al Sole. La sua variabilità fu scoperta da John Goodricke nel 1784; Eta Aquilae, un'altra cefeide, fu riconosciuta come tale poco dopo Delta Cephei.
Diversamente dalla binaria ad eclisse Algol, la variabilità di δ Cephei è dovuta a delle pulsazioni della stella; essa varia dalla magnitudine 3,6 a 4,3 in un periodo di 5,36634 giorni, anche se impiega meno tempo a raggiungere il massimo della luminosità, mentre necessita di più tempo per arrivare al minimo; nello stesso arco di tempo varia anche la sua classe spettrale, da F5 a G3. Tempo dopo è stato scoperto che esistono due tipologie di cefeidi, e Delta Cephei appartiene al tipo I (cefeide classica).
Si ritiene che stelle di questo genere si formino con una massa 3–30 volte superiore a quella solare, e che abbiano già da tempo passato la fase di sequenza principale come stelle di Classe B. Dopo aver esaurito il loro combustibile nucleare, l'idrogeno, presente nel nucleo, queste stelle instabili passano ora attraverso gli ultimi stadi della loro evoluzione.
Oltre a conoscere la distanza di Delta Cephei e di altre cefeidi è fondamentale calibrare la loro relazione periodo-luminosità; sfortunatamente questi sforzi si sono recentemente rivelati vani data la maggiore accuratezza nel calcolo della parallasse; nel 2002 però è stato impiegato il Telescopio Spaziale Hubble per determinare la distanza della stella assieme ad RR Lyrae (impiegata ach'essa come candela standard) con un errore di circa il 4%: 273 parsec, o 890 anni luce.
Delta Cephei ha anche un compagno, che dista dalla principale circa 41 arcosecondi.

lunedì 22 settembre 2008

R Doradus, la meravigliosa gigante rossa.


R Doradus (chiamata anche HD 29712) è una stella gigante rossa variabile di tipo Mira situata nella costellazione meridionale del Dorado, anche se secondo alcuni astronomi sembra appartenere alla vicina costellazione del Reticolo.
La sua distanza da Terra è di 200 ± 25 anni luce. Avendo un diametro angolare di 0,057 ± 0,005 secondi d'arco, si ritiene che tale stella sia quella con la maggiore grandezza apparente vista da Terra (eccetto il Sole). Il diametro di R Doradus è di 515 ± 70 milioni di chilometri o 370 ± 50 volte il diametro del Sole: se posizionato al centro del Sistema solare, la stella arriverebbe ad inglobare nei suoi strati più esterni l'orbita di Marte.
La magnitudine apparente di R Doradus varia tra 4,8 e 6,6, il che la rende a malapena visibile ad occhio nudo, ma se venisse osservata nell' infrarosso sarebbe una delle stelle più luminose del cielo. Nonostante la sua grandezza, la massa della stella è di circa una massa solare e la sua luminosità totale è 6500 ± 1400 volte quella solare.

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.

UV Ceti, la nana rossa della Balena.


UV Ceti fa parte del sistema binario Luyten 726-8 ed è, come la sua compagna, una piccola nana rossa (M6.0 V) con solo il 10% della massa solare, il 14% del suo diametro e meno di 4/100.000 della sua luminosità. UV Ceti ha una magnitudine apparente di +13.02 e una magnitudine assoluta di +15.96. Nomenclature alternative per questa stella sono: Luyten 726-8 B, Gliese 65 B, G272-61 B, LHS 10, NS 0139-1757 B, LDS 868 e Stella variabile di Luyten.
UV Ceti percorre un'orbita fortemente ellittica (e=0,62) e con asse maggiore di 11 UA (oltre 1600 milioni di km) con un periodo di 26,5 anni.
UV Ceti è un esempio estremo di stella variabile in grado di aumentare la luminosità di cinque volte in meno di un minuto, per poi tornare in due o tre minuti alla luminosità normale, oppure variare improvvisamente di nuovo dopo diverse ore. Nel 1952 , UV Ceti venne osservata variare 75 volte la sua normale luminosità in solo 20 secondi. Costituisce il prototipo delle stelle variabili a brillamento che vengono anche definite variabili di tipo UV Ceti.
I brillamenti di UV Ceti, scoperti da E. Carpenter nel 1948, erano di notevole intensità: non si era ancora in grado di distinguere quale delle due stelle avesse aumentato la propria luminosità, ma il 7 dicembre 1948 si vide che in poco più di tre minuti l'intensità luminosa dell'insieme delle due stelle era aumentata di 12 volte: dalla magnitudine 14.7 alla 12. Studi successivi rivelarono brillamenti ancora più intensi, in grado di elevare la stella, in almeno un'occasione (24 settembre 1952), fino alla magnitudine 6,8 quasi alla soglia del visibile ad occhio nudo.

Sadalmelik, la supergigante dell'acquario

(immagine presa da Celestia.
Sadalmelik (α Aqr / α Aquarii) è una stella supergigante gialla situata nella costellazione dell'Acquario, di cui ne è la principale. Il nome Sadalmelik deriva dall'espressione araba سعد الملك sacd al-malik/mulk, che significa «fortuna del re/regno», così anche come Rucbah, nome con cui viene anche indicata Delta 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.
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 760 anni-luce dalla Terra.

domenica 21 settembre 2008

DX Cancri, la piccola nana rossa




DX Cancri è una stella vicina alla Terra, piccola e poco luminosa, nella costellazione del Cancro. Il suo nome indica che è una stella variabile.
La stella, individuata da Willem Jacob Luyten, è localizzata a 11,82 AL dal nostro Sole, a nord-est dell'ammasso del Presepe (ovvero l'oggetto M44 del Catalogo di Messier).
DX Cancri è troppo debole per poter essere osservata ad occhio nudo. Si tratta infatti di una fredda e piccola nana rossa, situata nella sequenza principale (M6.5Ve). Possiede solo l'8,7% dell massa solare, l'11% del suo diametro e circa 12/1.000.000 della sua luminosità. Tuttavia DX Cancri potrebbe essere una stella variabile. A questa stella vengono dati nomi alternativi, in relazione al catalogo di appartenenza: GJ 1111, G 51-15, e LHS 248.

Zuben Elgenubi, la seconda stella più luminosa della bilancia.


Alpha Librae (α Lib / α Librae) è la seconda stella più luminosa nella costellazione della Bilancia (malgrado nella nomenclatura di Bayer sia riportata come "alpha"). Il suo nome tradizionale è Zubenelgenubi.
Zubenelgenubi dista approssimatamente 77 anni luce dal Sole. È attualmente una binaria visuale composta da due stelle separate nel cielo da una distanza angolare di 231" (3'51"). La più brillante delle due è una stella bianca di tipo spettrale A3, con una magnitudine apparente di 2.8 e una assoluta di 1.1, designata come α2 Librae. La sua compagnia è una stella di tipo F4 con una magnitudine apparente di 5.2 e una assoluta 3.5, denominata α1 Librae.
Zubenelgenubi è vicina all'eclittica e per questo può essere facilmente occultata dalla Luna e (molto raramente) da un pianeta. La prossima occultazione planetaria avverrà il 10 novembre 2052 con Mercurio.
Il nome, dall'arabo الزبن الجنوبي (az-zuban al-janu-biyy), significa chela del sud ed è stato coniato prima che la Bilancia fosse distinta dalla costellazione dello Scorpione. I nomi alternativi Kiffa Australis ed Elkhiffa Australis, parziale traduzione latina dall'arabo al-kiffah al-janu-biyy, significano "piatto meridionale (della bilancia)".

Zuben Eschamali, la nana blu binaria







Beta Librae (β Lib / β Librae) è la stella più luminosa della costellazione della Bilancia. E’ conosciuta con il nome di Zuben Eschamali ed anche con il nome latino Lanx Australis. Zuben Eschamali deriva della frase araba الزبن الشمالية (Al Zuban al Shamaliyyah) che significa "la chela del nord".
Beta Librae è una stella di sequenza principale di classe spettrale B8 di magnitudine apparente pari a 2.7. Si trova ad una distanza di circa 160 anni luce della Terra ed è 130 volte più luminosa del Sole. Ha una temperatura superficiale di circa 12.000 Kelvin. Beta Librae ruota molto rapidamente ovvero oltre 100 volte più velocemente del sole. Curiosamente Beta Librae è l’unica stella visibile ad occhio nudo ad essere descritta talvolta di colore verde.
E’ 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.

Foto del giorno!

Oggi 20 settebre 2008 inaughererò il 100° post nel blog con la foto che mi ha mandato Marco Tirrulo rappresentante NGC2264 con come sfondo una bellissima nebulosa. questa foto è la prima che mi hanno mandato nel corso del blog, e mi ha fatto piacere che qualcuno abbia accettato una delle mie iniziative e ringrazio ancora una volta il caro Marco Tirrulo.

Cor Caroli, la stella più brillante dei cani da caccia




Cor Caroli (α CVn / α Canum Venaticorum / Alpha Canum Venaticorum) è la stella più brillante della costellazione boreale Canes Venatici.
Il nome Cor Caroli significa Cuore di Carlo ed è stata così denominata dall'astronomo Edmund Halley in onore di Carlo I, che era stato decapitato, oppure in onore di Carlo II, dopo la sua restaurazione sul trono inglese, dopo l'interregno seguito alla morte del padre.
Ha una magnitudine apparente di 2,9; è una stella doppia facilmente risolvibile anche con un telescopio di piccole dimensioni. La stella principale, α² Canum Venaticorum, è un esempio della classe di stelle variabili definite come categoria Alpha Canum Venaticorum, proprio da questa stella. Ha un campo magnetico molto forte.
La brillantezza della stella principale varia tra una magnitudine di +2,84 ad una magnitudine di +2,94, con un periodo di variazione di 5,47 giorni. La classificazione spettrale della stella principale è A0, la compagna, α¹ Canum Venaticorum, è di classe F0V/A0pSiEuHg. Cor Caroli dista dalla terra circa 110 anni luce.

Zeta Cancri, il grande sistema stellare.











Zeta Cancri (ζ Cnc / ζ Cancri, conosciuta anche con i nomi tradizionali di Tegmine, Tegmen o Tegmeni) è un sistema stellare della costellazione del Cancro. Dista approssimativamente 83 anni luce dalla Terra e ha magnitudine apparente 4,67. Trovandosi vicino all'eclittica, può essere occultata dalla Luna e, molto più raramente, da uno dei pianeti.
Il sistema ζ Cancri è composto di due coppie binarie, ζ¹ Cancri and ζ² Cancri, separate da 5,06 secondi di arco. Queste due coppie orbitano intorno al loro comune centro di massa con un periodo di 1100 anni.
ζ Cancri può essere risolta come stella doppia con un piccolo telescopio. Fu osservata come stella doppia per la prima volta nel 1756 da Johann Tobias Mayer. Nel 1781 William Herschel risolse le due componenti di ζ¹ Cancri. Fu solo nel 1831 che John Herschel osservò perturbazioni nell'orbita di ζ² Cancri attorno a ζ¹ Cancri. Ciò indusse Otto Wilhelm von Struve, nel 1871, a postulare una quarta componente, allora ancora invisibile, orbitante vicino alla componente visibile di ζ² Cancri. Osservazioni recenti hanno risolto questa quarta componente e hanno indicato la probabile esistenza di una o due ulteriori componenti del sistema stellare.
Le componenti di ζ¹ Cancri sono denominate ζ Cancri A e ζ Cancri B. Entrambe sono stelle di colore giallo-bianco e classificazione spettrale F nella sequenza principale, di magnitudine apparente +5,58 e +5,99 rispettivamente. Le due stelle sono separate (al 2005) da 0.8 secondi di arco ed è necessario un potente telescopio per risolverle, ma la loro separazione aumenterà fino al 2020. Completano un'orbita ogni 59,3 anni.
Le componenti di ζ² Cancri sono denominate ζ Cancri C e ζ Cancri D. ζ Cancri C è la più luminosa delle due, con magnitudine apparente di +6.12. Appare come una stella gialla (classificazione di tipo G). ζ Cancri D è di magnitudine 10 e appare come una nana rossa, ma potrebbe essere costituita da una coppia ravvicinata di due nane rosse. La separazione fra C and D è di circa 0,3 secondi di arco e il loro periodo orbitale è di 17 anni.

Aspidiske, la bellissima stella bianca


Iota Carinae (ι Car / ι Carinae) è una stella di colore bianco, visibile nella costellazione della Carena; possiede anche un nome proprio, Aspidiske, o anche Scutulum e Turais (Tureis).
La sua classe spettrale è A8, ossia una stella di colore bianco giallo; è una stella molto brillante, con una magnitudine assoluta di -4,4 e una magnitudine apparente di 2,21. A causa della precessione degli equinozi, questa stella sarà la Stella Polare australe attorno all'8000 d.C.
Fa parte assieme alle stelle Avior, δ Velorum e κ Velorum di un asterismo noto come Falsa Croce, in quanto a volte confuso con la vera costellazione della Croce del Sud.
Il suo nome proprio, Aspidiske, non va confuso con Asmidiske, nome proprio della stella ξ Puppis.

Ain, la gigante del Toro


Ain (o Epsilon Tauri; ε Tau / ε Tauri) è una stella gigante arancione situata nella costellazione del Toro, membro dell'ammasso aperto delle Iadi. Il nome Ain deriva dall'arabo عين (in latino Oculus Borealis) che significa occhio, in quanto costituisce l'occhio del toro celeste; il nome indica dunque la posizione dell'astro nella costellazione. Un altro nome tradizionalmente dato alla stella è Coronis (in greco Κορωνις), che è il nome di una delle sette Iadi mitologiche, Coronide.
Ain è una stella di classe spettrale K0 ed ha una magnitudine apparente di +3,6. Posta a circa 155 anni luce dal Sistema solare, ha una luminosità 90 superiore a quella del Sole ed un raggio 13 volte quello solare, mentre ha una temperatura superficiale di circa 4925 kelvin. Possiede una compagna orbitale di undicesima magnitudine posta a 182 secondi d'arco dalla componente primaria.
Poiché ε Tauri è posta nei pressi del piano dell'eclittica, talvolta è soggetto di occultazioni da parte della Luna e (molto raramente) da parte dei pianeti del Sistema solare.
Nel 2007 è stato scoperto in orbita attorno alla stella un massiccio pianeta extrasolare. Il pianeta orbita attorno alla stella ogni 1,6 anni secondo una traiettoria piuttosto eccentrica. All'epoca della scoperta era l'unico pianeta conosciuto all'interno di un ammasso aperto. Ain, che ha una massa 2,7 volte quella del Sole, è inoltre la stella più massiccia ad ospitare un pianeta. Gli astronomi ritengono che la stella, quando si trovava nella sua sequenza principale, fosse una nana di classe spettrale A.

Algenib la sublime stella azzurra del Pegaso.




Algenib, nota anche come Gamma Pegasi, è una stella azzurra della costellazione di Pegaso.
Si mostra come una stella di colore azzurro chiaro, al vertice sud-orientale dell'asterismo del Quadrato di Pegaso. Algenib è una stella variabile Beta Cephei, ed è, insieme a Mirzam e Hadar, una delle stelle più luminose di questa classe di variabili; la variazione di questa stella, dovuta alla pulsazione dei suoi strati superficiali, è compresa tra le magnitudini 2,78 e 2,89, ed il suo ciclo ha una durata di 3,6 ore. Inoltre, si è scoperto che Algenib è pure una binaria spettroscopica, con un periodo orbitale di 6,83 giorni. la sua compagna minore, di cui non si hanno dati certi, potrebbe trovarsi a sole 0,15 UA dalla principale.

Enif, la gigante rossa del Pegaso


Enif o Epsilon Pegasi (ε Peg / ε Pegasi) è una stella nella costellazione di Pegaso.
La parola Enif deriva dall'arabo e significa naso, a causa della sua posizione nel "muso" Pegaso.
Si tratta di una stella supergigante arancione, 150 volte più grande del Sole, molto probabilmente negli ultimi stadi della sua evoluzione e pertanto considerata una stella morente. Enif molto probabilmente trascorrerà, prima di morire, ancora qualche milione di anni, ma non si sa ancora se alla fine esploderà in una supernova o finirà come una rarissima nana bianca al neon - ossigeno; questa indecisione è dovuta alla sua massa, esattamente nel limite supposto tra le stelle destinate ad esplodere oppure no.
Alcune volte in Enif sono stati osservati dei repentini incrementi di luminosità; ciò avvalora l'ipotesi che questa (e forse altre supergiganti) eruttano in immani flare esattamente come le stelle nane, tra cui il nostro Sole.

Kochab la mastodontica gigante arancione




Kochab (β UMi / β Ursae Minoris / Beta Ursae Minoris), è la seconda stella più luminosa della costellazione dell' Orsa Minore. L'origine del nome non è del tutto certa; varie volte è stata associata con la parola in ebraico che significa stella, ma altri sostengono che derivi dall'arabo الكوكب (al-kawkab) che significa semplicemente "la stella".
Kochab è una gigante arancione di magnitudine 2,1. Situata a 110 anni luce da Terra, si trova nella costellazione a 16 gradi da Polaris. La temperatura superficiale è di 4000 K ed è 130 volte più luminosa del Sole.
Kochab e la vicina Pherkad (γ UMi) sono facilmente visibili ad occhio nudo; entrambe sono state in coppia dal 1500 sino al 500 a.C. la stella che segnava il polo nord celeste, anche se nessuna stella è stata così vicina al polo nord celeste come lo è ora Polaris. A causa del moto di precessione degli equinozi, subito prima di Kochab la stella polare fu Thuban.

sabato 20 settembre 2008

Dubhe l'elegante stella dell'orsa maggiore


Dubhe (o secondo la terminologia ufficiale Alpha Ursae Majoris) è, per luminosità, la seconda stella della costellazione dell'Orsa Maggiore.
È una stella multipla poiché vi orbitano attorno Dubhe B (a circa 23 UA) e Dubhe C (a circa 8000 UA).
Il nome tradizionale deriva dalla parola araba per "orso", dubb.
Il nome della stella in arabo è ظهر الدب الاكبر‎ żahr ad-dubb al-akbar (la schiena dell'Orsa Maggiore).
Il nome della stella in cinese è 北斗一 (Prima stella del Carro Settentrionale) oppure 天樞 (il perno celeste).
A causa della precessione degli equinozi, "Dubhe" era la polare approssimativamente nel 5100 a.C. è lo sarà nuovamente verso il 20500.
Dubhe è la stella ufficiale dello stato statunitense dello Utah.

Alcor, la stella binaria apparente del grande carro.


Alcor è una stella appartenente alla costellazione dell'Orsa maggiore.
Ha magnitudine apparente 4,02 e un tipo spettrale A5 V. La sua magnitudine la renderebbe relativamente facile da scorgere, se non fosse così vicina alla più brillante Mizar. La distanza reale tra le due stelle è superiore ad un quarto di anno luce, quindi molto alta, ma il loro moto proprio mostra che sono in effetti una stella binaria e non una binaria apparente come si pensava in precedenza.
Alcor e Mizar erano anticamente conosciuti come cavaliere e cavallo.

Mekbuda la super gigante giallo-bianca


Mekbuda, nota anche come Zeta Geminorum (ζ Gem / ζ Geminorum), è una stella situata nella costellazione dei Gemelli. Il nome Mekbuda ha origine nell'antica Arabia quando questa e la stella Mebsuta (o Epsilon Geminorum) erano le zampe della costellazione del Leone; Mekbuda significa infatti in arabo la zampa piegata del leone.
La stella è una supergigante gialla; nella costellazione è situata nella "gamba" distesa del gemello Polluce. È una variabile cefeide la cui magnitudine apparente varia tra +3,7 e +4,2 in circa 10,2 giorni. La stella si trova a circa 1200 anni luce da Terra.

Saiph, la gigante blu d'orione




Saiph (κ Orionis) è una stella gigante blu dalla temperatura di 26.000 gradi centigradi, ed è situata nel cosiddetto "piede di Orione", alla sinistra di Rigel. Questa "faro" possiede il diametro di 11 soli e la massa di 15, e ciò fa supporre che questa stella, nel momento in cui esaurirà l'idrogeno e inizierà a bruciare elio, si espanderà fino a divenire una supergigante rossa e poi esplodere in supernova.


Gamma Andromedae il gigantesco sistema solare multiplo di Andromeda




Gamma Andromedae (γ And / γ Andromedae) è un sistema stellare costituito da quattro stelle situate nella costellazione di Andromeda. È tradizionalmente chiamata anche Almach (scritto anche Almaach, Almaack, Almak, Alamak); in cinese è nota anche come 天大將軍一 (la Prima Stella del Grande Generale del Paradiso).
Osservata con un piccolo telescopio, γ Andromedae può essere facilmente risolta in due componenti, offrendo uno spettacolo eccezionale per chi è alle prime armi con le osservazioni astronomiche. La stella principale (γ1) è una gigante luminosa arancione (classe spettrale K3 IIb) di magnitudine +2,13. La compagna (γ2), con una magnitudine di +4,84, dista 9,6 secondi d'arco dalla componente maggiore, ad un angolo di posizione di 63 gradi.
γ2 a sua volta viene risolta in altre due componenti dai telescopi più grandi. Le due componenti sono una nana di sequenza principale (tipo spettrale B8, magnitudine +5,1), ed una nana di classe spettrale A0 (magnitudine +6,3); le due stelle orbitano l'una attorno all'altra in un periodo di 61 anni. La stella più brillante del sistema di γ2 è ancora divisibile in altre due componenti: si tratta di una binaria spettroscopica, con un periodo di 2,67 giorni. Dunque γ2 è una stella tripla.


Video sulla fine del mondo

Questo video è affascinante ma molto di più pauroso. se un meteorite di tale calibro dovesse cadere sulla terra sarebbe devastante, e il video lo dimostra magnificamente.



fonte
http://www.todaysbigthing.com/2008/09/09

Alpheratz, la binaria spettroscopica di Andromeda


Alpheratz (Sirrah / α And / α Andromedae / Alpha Andromedae) è la stella più luminosa della costellazione di Andromeda, posta immediatamente a nord-ovest di Pegaso. Poiché la stella è connessa a Pegaso, è conosciuta anche come Delta Pegasi (δ Peg / δ Pegasi), sebbene questo nome sia raramente usato.
È situata 97 anni luce dalla Terra.
Alpheratz è una stella binaria blu-bianca di magnitudine 2,2, composta da due stelle vicine orbitanti che possono essere distinte solo con una analisi spettroscopica accurata. La maggiore delle due è una subgigante blu di tipo spettrale B8 circa dieci volte le dimensioni della minore; le due componenti orbitano attorno al baricentro del sistema in un periodo di 96,7 giorni. La coppia è circa 200 volte più luminosa del Sole e ha una temperatura di superficie di circa 13 000 K.
La maggiore delle due stelle di cui è formata Alpheratz è la più brillante conosciuta di uno strano gruppo di stelle conosciute come "stelle di mercurio-magnesio". Mostra irregolarmente alta presenza di mercurio, gallio, manganese e europio nella sua atmosfera, e inusuale bassa presenza di altri elementi. Si crede che queste anomalie siano il risultato della separazione degli elementi dovuta all'attrazione interna della gravità della stella.
Alpheratz è conosciuta anche come Sirrah o Sirah. Entrambi i nomi derivano dall'originale nome arabo صرة الفرس şirrat al-faras, "ombelico del destriero".

Risultato sondaggio

Il sondaggo da me inserito che domandava se le forme di vita intelligenti extraterrestri potevano esistere, ha avuto questi esiti:

in tutto voti ricevuti 30
utenti che credono alle forme di vita 24
utenti che non credono 1
utenti che non lo sanno 0
utenti che forse credono 5

A mio parere il sondaggio ha avuto buon esito poichè io ho votato che io credo alle forme di vita extraterrestri.

Mintaka il magno sistema stellare.


Mintaka (δ Ori / δ Orionis / Delta Orionis), è una delle tre stelle della Cintura di Orione, al centro della costellazione di Orione. Il suo nome proprio deriva dall'arabo منطقة manţaqah, che significa, appunto "cintura".
Sebbene la sua magnitudine apparente sia 2,21, Mintaka è solo la settima stella in ordine di luminosità nella costellazione di Orione e la più debole delle tre della cintura. Essa ha tuttavia ricevuto la lettera Delta nel catalogo di Bayer, il quale ha catalogato le stelle della cintura da ovest a est, non tenendo conto della loro luminosità, ma della loro posizione.
Mintaka è una stella multipla molto complessa. Un debole telescopio rivela già una compagna di settima magnitudine a 52 secondi d'arco dalla principale. Poiché Mintaka è distante 915 anni luce, la debole compagna orbita a circa un quarto di anno luce dalla stella più brillante. In mezzo fra le due è distinguibile un'altra ancor più debole componente di 14a magnitudine.
La principale è anch'essa una stella binaria che consiste in una stella gigante di tipo B4 (vedi classificazione stellare) e in una caldissima stella di tipo O9. Tenendo conto dell'assorbimento della polvere interstellare ognuna delle due componenti della principale irradia circa 90.000 volte quanto viene irradiato dal Sole. La massa di ognuna delle due è stata calcolata essere nell'ordine delle 20 masse solari. Esse sono troppo vicine fra loro per essere risolte da un telescopio e sono state rilevate mediante lo spettrografo e il fatto che nel loro moto orbitale si esclissano leggermente l'una con l'altra, provocando una diminuzione di luminosità di 0,2 magnitudini. Il periodo orbitale delle due componenti della principale è di 5,73 giorni. Il loro destino sembra quello di esplodere in due supernovae.
Johannes Hartmann nel 1904 scoprì delle linee di assorbimento nello spettro di Mintaka, che non potevano essere dovute alle varie componenti della stella. Da questa scoperta, e da altre simili che seguirono, ora sappiamo che la nostra Galassia contiene un mezzo interstellare composto da gas e polveri, che costituisce la materia da cui si formano le nuove stelle.

venerdì 19 settembre 2008

Elnath, la gigante blu del Toro

Elnath (Beta Tauri, β Tau), detta anche Nath o El Nath, è la seconda stella più luminosa (dopo Aldebaran) della costellazione del Toro. Il suo nome proprio deriva dall'arabo النطح, 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.
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 ventottesima 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.
Elnath è una calda gigante blu di classe B7, con una temperatura superficiale di 13 600 K. Dista dalla Terra circa 130 anni luce; da ciò si deduce, una volta che si sia considerata anche la radiazione ultravioletta, una luminosità pari a 700 volte quella solare. Il suo raggio, ricavabile dalla temperatura e dalla luminosità, è 4,6 volte quello solare. Una sua recente misurazione ha però dato un risultato differente: β Tauri avrebbe un raggio circa sei volte quello solare. La massa della stella è 4,5 volte quella del Sole.
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: ha da poco esaurito l'idrogeno all'interno del suo nucleo, 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.

Naos la superba Supergigante blu della Poppa




Naos (ζ Pup / ζ Puppis / Zeta Puppis) è la stella più luminosa della costellazione della Poppa; si tratta propriamente di una supergigante blu, una delle stelle più luminose della Via Lattea.
A differenza della maggior parte delle altre stelle del suo tipo (come per esempio Deneb), le caratteristiche di Naos sono conosciute con relativa precisione. Ciò grazie al fatto che è possibile risalire dal suo moto proprio alla regione di stelle in cui è nata, una nube molecolare nella costellazione delle Vele. È possibile quindi stimare la sua distanza a meno di un piccolo errore, e da ciò ricavare i principali parametri della stella.
Dista dal Sole circa 1400 anni luce, e ha una magnitudine apparente di 2,3. Si stima che possieda una temperatura superficiale di 42400 °C, una delle più alte conosciute.
Nelle lunghezze d'onda della luce visibile, la sua luminosità è di alcune decine di migliaia di volte superiore a quella del Sole (ha una magnitudine assoluta di -6). Data la sua altissima temperatura (Naos è di tipo spettrale O5), la maggior parte della sua radiazione è però ultravioletta: prendendo questo fattore in considerazione, è quasi un milione di volte più luminosa del Sole. La sua massa è calcolata essere 60 volte circa quella solare.
Stelle di questo tipo bruciano a gran velocità il loro combustibile nucleare. L'età stimata di Naos è di 4 milioni di anni, e la sua vita futura è prevista essere di soli altri due milioni, al termine dei quali esploderà in una supernova che, data la distanza relativamente piccola, sarà più luminosa della luna piena.

Epsilon Aurigae, la supergigante gialla binaria




Epsilon Aurigae (ε Aur / ε Aurigae) è una stella della costellazione dell'Auriga. È chiamata anche Haldus, Almaaz, o Al Anz.Epsilon Aurigae è una famosa binaria ad eclisse, la cui luminosità varia tra la magnitudine +3,0 +3,8 in un periodo di 9.890 giorni (~27,1 anni). È situata a 2.000 anni luce dalla Terra.
La componente visibile del sistema è una supergigante gialla di classe spettrale A8 ed è una delle stelle più luminose nel raggio di 1000 parsec dal Sole. Ha un diametro 100 volte quello solare. La seconda componente ci risulta invisibile. Vi sono tre ipotesi sul motivo di tale invisibilità:
La prima e più accreditata è che consista di una o due piccole stelle circondate da un anello di polveri opache proprio nei pressi del bordo stellare, producendo le eclissi osservate della durata di 2 anni.
La seconda e che questa stella sia ugualmente grande, ma di bassa densità, e pertanto semi-trasparente.
La terza e più affascinante è che questo sistema contenga un buco nero, ma prevalgono le due ipotesi precedenti.
La prossima eclisse si verificherà tra il 2009 e il 2011, saranno disponibili nuovi strumenti per studiarla, in questo modo si spera che le osservazioni condotte in futuro possano far luce sulla vera natura di questo enigmatico sistema.


Trovare la stella non è difficile: è il vertice del triangolo isoscele noto come il naso dell'Auriga, ed è visibile durante tutta la durata della stagione invernale in tutto l'emisfero boreale, a poca distanza dalla brillante gigante gialla Capella.

Gacrux la terza stella più luminosa dellla croce del sud





















Gacrux (γ Cru / γ Crucis / Gamma Crucis) è la terza stella più luminosa nel nodo della costellazione Croce del Sud ed è una delle stelle più luminose nel cielo di notte.
Poiché Crucis Gacrux è approssimativamente alla declinazione di −60°, è visibile soltanto a sud del tropico del Cancro. Gacrux è una stella binaria, distante 88 anni luce dalla Terra.
La stella principale possiede una magnitudine apparente di +1.6 ed appartiene alla classificazione spettrale M4. L'altra stella ha magnitudine apparente +6.4, classificazione spettrale A3, è in un angolo di 25 " con un angolo di posizione di 128 gradi dalla stella principale e può essere osservata con il binocolo.
Il colore di Gacrux è colore rosso luminoso. Questa stella si è evoluta dalla sequenza principale per trasformarsi in una stella gigante rossa e può passare dalla fase di combustione dell'elio. È inoltre semi-variabile con un periodo di circa 90 giorni. Nell'atmosfera è presente del bario, dovuto probabilmente all'emissione del neutrone dall'altra stella.

107 Piscium la luminosa stella dei pesci

i punti luminosi sono i suoi pianeti.
107 Piscium è una stella della sequenza principale che dista 24,4 anni luce dal Sistema solare, nella costellazione dei Pesci.
107 Piscium possiede l'89% della massa del Sole, l'85% circa del suo diametro e il 37% della sua luminosità; la sua classe spettrale è K1-V, e la sua metallicità è circa il 63% del Sole.
Non sono stati ancora scoperti pianeti in orbita attorno a questa stella. Per ospitare acqua allo stato liquido, un eventuale pianeta terrestre dovrebbe trovarsi a circa 0,62 UA.

giovedì 18 settembre 2008

Regor, la mastodontica stella binaria.




Gamma Velorum (γ Vel), detta anche Regor, è una stella multipla della costellazione delle Vele. Nonostante gli sia attribuita la lettera γ, essa è in realtà la stella più brillante di questa costellazione. Ciò è dovuto al fatto che quando nel XIX secolo la grande costellazione Argo fu divisa in tre costellazioni più piccole (Carena, Poppa e Vele), le stelle di Argo mantennero la loro nomenclatura Bayer: Carena ha Alpha (Canopo), Beta (Miaplacidus) e Epsilon (Avior), le Vele hanno, appunto, Gamma e Delta, la Poppa ha Zeta (Naos), e così via. Il nome Regor, invece, deriva dal nome Roger letto al contrario. Gamma Velorum è stata chiamata così in tempi moderni in onore di Roger Chaffee, uno degli astronauti periti nell'incidente dell'Apollo 1. Infine Gamma Velorum ha anche un terzo nome di origine araba: Suhail o Al Suhail al-Muhlif. Tuttavia tale nome genera confusione perché è attribuito anche a Lambda Velorum.
Con una magnitudine apparente di 1,78, Gamma Velorum è una delle stelle più luminose della volta celeste. La sua distanza dalla Terra non è nota con esattezza. Le misure con il metodo della parallasse danno un valore di 840 anni luce, ma a tale distanza non sono pienamente affidabili. Il sistema deve quindi essere studiato tramite metodi indiretti.
Gamma Velorum è un sistema complesso costituito da almeno sei stelle. La componente principale, chiamata γ² Velorum o γ Velorum A, è in realtà a sua volta binaria spettroscopica, cioè non risolvibile mediante gli attuali telescopi. Tale binaria è costituita da una Wolf-Rayet e da una massiccia stella di tipo O. Le Wolf-Rayet (WR) sono stelle molto massiccie che hanno raggiunto uno stadio estremamente avanzato della loro evoluzione e che hanno perso buona parte della loro massa originaria a causa dell'intensissimo vento stellare da esse emanato. La perdita degli strati superficiali della stella scopre il suo nucleo di elio. Ciò comporta due caratteristiche peculiari delle WR: la loro superficie è dominata dall'elio anziché, come di solito avviene, dall'idrogeno; inoltre la loro temperatura superficiale è molto elevata, più elevata di quella delle stelle di tipo O. La WR di γ² Velorum è la meglio conosciuta di questo tipo di stelle e probabilmente la più vicina a noi.
L'intenso vento stellare proveniente dalla componente WR di γ² Velorum rende lo studio del sistema particolarmente complesso. Recenti osservazioni, condotte all'Osservatorio di La Silla, hanno permesso di stabilire che la WR, di classe spettrale WC8 (cioè ricca di carbonio e con una temperatura superficiale di 57 000 K), ha una luminosità pari a 100 000 volte quella solare, una massa pari a una decina di volte quella del Sole e un raggio 3,2 volte quello solare. Essa perde massa a ritmi molto elevati a causa del suo intenso vento stellare: ogni anno la WC perde 1/100 000 della massa solare (più di cento milioni di volte della massa persa a causa del vento solare).
La compagna della WR è una stella di classe spettrale O7.5V. Le difficoltà che contraddistinguono lo studio di questo sistema rendono questa classificazione non certa. Alcuni cataloghi riportano O9.5 quale classificazione di Harvard e I o III quale classificazione MKK. Assumendo O7.5V quale classe spettrale, la stella avrebbe una temperatura superficiale di 32 500 K, una luminosità pari a 180 000 volte quella del Sole, un raggio 13 volte quello solare e una massa pari a una trentina di volte quella del Sole. Poiché la WR è la più evoluta delle due stelle, essa originariamente aveva una massa maggiore di quella della sua compagna, visto che le stelle più massiccie evolvono più velocemente. Si stima che in origine la WR avesse una massa pari a 40 volte quella del Sole. Il destino di entrambe le componenti è quella di esplodere in due supernovae.
Le due stelle orbitano l'una intorno all'altra in 78,5 giorni. La loro distanza dovrebbe essere poco superiore a 1 UA. I venti stellari provenienti dalle due componenti si scontrano fra loro
producendo raggi X.
γ¹ Velorum o γ Velorum B è una gigante di magnitudine 4,2 e di tipo spettrale B2III. É separata 42 secondi d'arco da γ² Velorum ed è risolvibile anche con un semplice binocolo. Ha una temperatura superficiale di circa 20 000 K e una massa compresa fra le 5 e le 11 masse solari. Forse è anch'essa una stella binaria con una compagna di modeste dimensioni (0,8-1,4 masse solari).
γ Velorum C è una stella di classe spettrale A0 e di magnitudine 8,5, separata da γ² Velorum di 63 secondi d'arco; γ Velorum D e γ Velorum E formano un ulteriore sistema binario separato 93 secondi d'arco da γ² Velorum: γ Velorum D è una stella di classe A0 e di magnitudine 9,4; γ Velorum E è una debole stella di 13a magnitudine.