Fomalhaut (IPA /fəˈmelˈhuːt/[; α PsA / α Piscis Austrini / Alfa Piscis Austrini) è una stella situata nella costellazione delPesce Australe. Avendo magnitudine 1,16 essa è la stella più luminosa della costellazione nonché la diciottesima più brillantedel cielo visto dalla Terra. È una stella dell'emisfero australe, ma comunque le sue possibilità di osservazione dall'emisfero boreale sono ampie. Si tratta di una stella bianca di sequenza principale, simile a Sirio e Vega, distante 25 anni luce. Ha unraggio e una massa all'incirca doppi rispetto a quelli del Sole e una temperatura superficiale di quasi 9.000 K. La sua caratteristica più nota e studiata è quella di possedere un esteso disco circumstellare di gas e polveri all'interno del quale starebbero formandosi dei pianeti. Il suo nome deriva dall'arabo فم الحوت Fam al-Hut, che significa "la bocca della balena".
Osservazione
[modifica]
Osservazione
Fomalhaut appare come una stella dal colore bianco-azzurro; la sua individuazione in cielo è facilitata, oltre che dalla sua luminosità (si tratta della diciottesima stella più brillante del cielo ad occhio nudo) dalla sua singolare posizione, lontana da altre stelle luminose e quindi in risalto in un campo celeste povero di stelle appariscenti. Ha una declinazione di 30°S, il che favorisce gli osservatori posti a latitudini meridionali. Tuttavia, la sua posizione non troppo discosta dall'equatore celeste fa in modo che sia visibile dalla gran parte delle aree abitate della Terra. In particolare essa diventa visibile a partire dal 60°N, escludendo l'Alaska, il Canada settentrionale, la Groenlandia, l'Islanda, le regioni scandinavesettentrionali, e buona parte della Russia. Si mostra relativamente alta in cielo anche dalleregioni mediterranee, mentre è circumpolare a sud del 60°S, cioè solo nelle regioniantartiche.
Il periodo più propizio per la sua osservazione è quello che va dal mese di agosto a quello di dicembre, nei cieli serali dell'emisfero nord, mentre a sud dell'equatore si mostra da giugno a gennaio; la sua presenza nei cieli dopo il tramonto del Solenell'emisfero nord indica l'approssimarsi della stagione autunnale.
Ambiente galattico [modifica]
La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcosrisalente al 2007 ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Fomalhaut, che è risultata essere 129,81 ± 0,47. Pertanto la distanza di Fomalhaut dalla Terra è pari a 1/0,12981 pc, ossia 7,70 pc, equivalenti a 25,12 anni luce. Fomalhaut è quindi una stella relativamente a noi vicina, che condivide lo stesso ambiente galattico del Sole. In particolare, si trova come il Sole all'interno dellaBolla Locale, una "cavità" del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Fomalhaut sono 20,48° e -64,90°. Una longitudine galattica di circa 20° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Fomalhaut, se proiettata sulpiano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di circa 20°. Ciò significa che Fomalhaut è leggermente più vicina dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di quasi -65° significa tuttavia che la distanza che separa il Sole da Fomalhaut è per la maggior parte dovuta al fatto che le due stelle non sono allineate sullo stesso piano e che Fomalhaut si trova parecchio a sud rispetto al piano su cui sono poste il Sole e il centro galattico.
Fomalhaut fa parte dell'Associazione di Castore, una associazione stellarecomposta da stelle relativamente vicine al Sole, che condividono lo stesso movimento rispetto al sistema di riposo locale. Questa associazione, scoperta nel 1990[8], comprende almeno 16 membri fra cui, oltre a Fomalhaut e Castore (da cui prende il nome), Vega, Alderamin (α Cephei) e Zubenelgenubi(α Librae). È probabile che le stelle abbiano una origine comune e che quindi siano nate tutte più o meno nello stesso periodo di tempo. Basandosi sulle tracce evolutive delle varie stelle appartenenti all'associazione e su altri dati, come l'abbondanza di litio, l'età dell'associazione è stata stimata in 200 ± 100 milioni di anni.
La stella più vicina a Fomalhaut è TW Piscis Austrini, una nana arancione di classe spettrale K4 V e di magnitudine apparente 6,48, distante solo 0,9 anni luce da Fomalhaut. Data questa vicinanza e dato il fatto che le due stelle condividono lo stesso moto proprio nel cielo e lo stesso movimento rispetto al sistema di riposo locale, è probabile che esse siano fisicamente legate[12]. TW Piscis Austrini dovrebbe avere una massa di 0,81 M☉, un raggio di 0,76-0,85 R☉ una luminosità di 0,12 L☉[13]. È una variabile BY Draconis.
La seconda stella più vicina a Fomalhaut è LHS 3885, una nana arancione di classe spettrale K7 V e magnitudine apparente 7,86, distante 3,5 anni luce. A 5,6 anni luce[11]si trova invece FK Aquarii, una nana rossa di classe spettrale M2 V e magnitudine apparente 9,0.
Caratteristiche [modifica]
Fomalhaut è una stella bianca di sequenza principale di classe spettrale A4 V o A3 V. Lo studio della stella è stato facilitato dal fatto che è stato possibile misurare direttamente il suo diametro angolare mediante tecniche interferometriche. Utilizzando il Narrabri Stellar Intensity Interferometer, situato a Narrabri, nel Nuovo Galles del Sud, Hanbury Brown et al. (1974) hanno ottenuto un valore di 2,10 ± 0,14 mas; questo valore è stato corretto e reso più preciso delle osservazioni condotte da Di Folco et al. (2004), che hanno utilizzato lo strumento VINCI del Very Large Telescope: essi hanno ottenuto un valore di 2,228 ± 0,031 mas. Alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò equivale a un raggio di 1,840 ± 0,023 R☉. Poiché dalla magnitudine apparente della stella e dalla sua distanza è possibile ricavare la sua luminosità assoluta, da questa e dal raggio è possibile dedurre la temperatura superficiale, utilizzando la legge di Stefan-Boltzmann: essa risulta essere 8.760 ± 100K. La luminosità della stella è invece calcolata in 17,8 ± 0,8 L☉.
Per valutare la massa della stella è necessario conoscere, oltre alla sua posizione sul diagramma H-R, data dalla temperatura e dalla luminosità, anche la sua metallicità, ossia l'abbondanza di elementi più pesanti dell'elio. Tuttavia gli studi che sono stati fatti riguardo alla metallicità di Fomalhaut non concordano circa il suo valore, ma solo sul fatto che essa sia più bassa rispetto a quella del Sole. La metallicità è determinata misurando il rapporto fra l'abbondanza di ferro e l'abbondanza di idrogeno nella fotosfera della stella. Uno studio spettroscopicodel 1997 riporta una abbondanza di metalli pari a 93% di quella del Sole. Un altro studio, pubblicato lo stesso anno, deduce la metallicità di Fomalhaut da quella di TW Piscis Austrini, supponendo che le due stelle abbiano una comune origine. Ne risulta un valore 78% di quello solare. Un modello evolutivo proposto da Di Folco et al. (2004) ha condotto a un valore di 79%, mentre una misurazione spettroscopica del 2008 ha dato un valore molto più basso di 46%. Di Folco et al. (2004) hanno stimato la massa di Fomalhaut seguendo le tracce evolutive di stelle di diversa massa sul diagramma H-R e assumendo una metallicità pari al 93% di quella del Sole; ne è risultata una massa di 2,00 ± 0,20 M☉.
C'è invece maggiore accordo fra le misurazioni della velocità di rotazione della stella. Il sito SIMBAD riporta tre diverse misurazioni della velocità di rotazione per il senodell'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra visuale (v × sin i): esse variano da 85 km/s a 93 km/s. Il prof. Kaler nella voce dedicata a Fomalhaut nel suo databaseStars riporta invece un valore di 102 km/s.
L'età stimata dell'Associazione di Castore, lo stato evolutivo dell'associata TW Piscis Austrini[ e le tracce evolutive di stelle simili a Fomalhaut fanno ritiene che essa sia una stella giovane, con un'età compresa tra 100 e 300 milioni di anni ed un tempo di vita residuo stimato in un miliardo di anni, prima che l'astro evolva in gigante rossa.
Disco circumstellare [modifica]
Nel 1983 il telescopio spaziale IRAS rilevò che Fomalhaut, Vega, β Pictoris e ε Eridani emettevano un eccesso diradiazione infrarossa. Tale radiazione fu interpretata essere emessa da grani di polvere orbitanti intorno a queste stelle. Si suppose che tale grani formavano un disco circumstellare, all'interno del quale erano in formazione nuovipianeti.
Nel 1998 un team di scienziati americani e britannici riuscì ad ottenere la prima immagine del disco, fotografandolo a lunghezze d'onda inferiori al millimetro. Dall'immagine appariva una vasta cavità centrale, sgombra da gas e altro materiale, approssimativamente delle dimensioni dell'orbita di Nettuno. Ciò portava gli scienziati del team a paragonare il disco circumstellare alla Fascia di Kuiper che circonda il Sole e a stimarne la massa in pochemasse lunari. L'attività di formazione di pianeti, se aveva avuto luogo, era quindi già terminata e aveva forse prodotto la cavità centrale, ripulendola di materiale. I ricercatori ipotizzavano che la fascia contenesse, oltre che a grani di piccole dimensioni, anche comete e forse corpi di dimensioni maggiori che si stavano aggregando a formare un nuovo pianeta o frutto della frammentazione di un pianeta preesistente.
Nel 2005 fu possibile ottenere delle immagini della cintura di Fomalhaut nella banda del visibile utilizzando il coronografo della camera ad alta risoluzione del telescopio spaziale Hubble. Le immagini avevano una risoluzione di 0,5 UA, 100 volte maggiore di quelle precedenti. Ciò permise di comprendere con relativa precisione quale fosse la forma del disco: il suo semiasse maggiore è lungo 140,7 ± 1,8 UA, quello minore 57,5 ± 0,7 UA ed è inclinato di 65,9° rispetto al piano della volta celeste, mentre la longitudine del nodo ascendenteè pari a 156,0° ± 0,3°. Fomalhaut non si trova esattamente al centro del disco ma spostata rispetto ad esso di 15,3 UA. La cintura ha una larghezza di 25 UA, sicché il suo raggio minore è di 133 UA e quello maggiore 158 UA. La sua eccentricità è stimata essere 0,11 ± 0,01. A partire dalla sua magnitudine apparente di 16,2 e dalla sua albedo di 0,05-0,1 i ricercatori hanno stimato una massa totale di 50-100 M⊕, molto più alta rispetto alle stime precedenti. Il disco è molto schiacciato con uno spessore di sole 3,5 UA[25]. La temperatura dei grani che formano il disco varia da 40 a 75 K.
Gli scienziati si interrogavano intanto circa l'origine del disco e circa l'interpretazione di addensamenti di materiale che le osservazioni stavano rilevando al suo interno. Nel modello di Wyatt e Dent (2002) il disco è il risultato della frantumazione di planetesimi della dimensione di qualche chilometro, in seguito a scontri e collisioni. I due scienziati partono dall'assunzione che il disco non può essere presente dalla formazione della stella in quanto la radiazione proveniente da essa avrebbe dovuto già dissolverlo. Ciò implica che deve esistere un meccanismo che rimpiazza continuamente il materiale perduto ed esso è individuato nella frantumazione dei planetesimi in grani di dimensioni inferiori al millimetro. Gli addensamenti di materiale sono interpretati come il risultato o della collisione di due planetesimi, che ha originato del materiale che non si è ancora disperso, oppure alla risonanza con un ipotetico pianeta interno al disco. I due studiosi ipotizzano che a loro volta i planetesimi si siano formati dalla collisione di corpi di dimensioni maggiori.
Il modello della frantumazione dei planetesimi in corpi via via più piccoli è stato poi confermato e affinato da studi successivi. In particolare, nel modello proposto da Acke et al. (2012) la massa totale dei grani si aggira intorno alle 10 M⊕, il resto della massa del disco (circa 110 M⊕) è composto da planetesimi, che scontrandosi forniscono continuamente al disco materiale, senza il quale si dissolverebbe in tempi relativamente brevi. Nel modello infatti il tasso di evaporazione dei grani del disco è molto elevato, circa 0,03 masse lunari all'anno. Ne segue che l'intero materiale del disco di polveri viene rimpiazzato totalmente ogni 1700 anni. Per alimentarlo è necessario vengano frantumati due planetesimi del diametro 10 km l'uno ogni giorno, oppure 2000 planetesimi del diametro di 1 km al giorno. Nell'intero disco devono essere presenti circa 100 miliardi di planetesimi della dimensione di 10 km, oppure 10 000 miliardi di planetesimi della dimensione di 1 km. Il fatto che si stimi che la nube di Oort, che circonda il Sole, contenga un numero comparabile dicomete e la somiglianza dei grani con quelli prodotti dal disgregamento delle comete portano gli studiosi a paragonare i planetesimi che si trovano nel disco di Fomalhaut alle comete che popolano la nube di Oort.
La composizione chimica presunta del disco consiste nel 43 % di acqua ghiacciata, nel 32% di silicati, nel 13% di carbonio amorfo e nel 10% di solfuro ferroso.
Fomalhaut B [modifica]
All'interno del disco di Fomalhaut si trova anche un pianeta extrasolare, Fomalhaut b, il primo fotografato alle lunghezze d'onda del visibile.
Nel 2005 l'astronomo americano Paul Kalas avanzò l'ipotesi che un pianeta potesse perturbare gravitazionalmente i detriti (planetesimi) dell'anello di Fomalhaut, conferendo al bordo più interno del disco un aspetto rarefatto.[29][30] Il telescopio Hubble ha infine confermato l'ipotesi, ritraendo un puntino luminoso nella parte più interna dell'anello che circonda la stella tramite l'Advanced Camera for Surveys; il telescopio, che lo ha "seguito" nel suo moto intorno alla sua stella all'interno nel disco, ne ha catturato un'immagine, resa pubblica il13 novembre 2008, in cui si nota chiaramente, confrontando le immagini ottenute nel 2004 e nel 2006, lo spostamento del pianeta lungo la sua orbita.
Il pianeta, denominato provvisoriamente Fomalhaut b, è stato quindi il primo pianeta extrasolare ad essere individuato fisicamente da un telescopio ottico.
Fomalhaut b dista 115 U.A. dalla sua stella, che equivale a circa dieci volte la distanza di Saturno dal Sole. Lo spostamento del pianeta, rilevato dal telescopio Hubble, ha permesso di stimare il suo periodo di rivoluzione, pari a circa 875 anni terrestri. La massa del pianeta dovrebbe essere non superiore a 3 volte quella del pianeta Giove e non inferiore a quella di Nettuno (che equivale a 0,054 masse gioviane); si tratterebbe dunque di un gigante gassoso. I parametri misurati suggeriscono che l'orbita del pianeta non siaapsidialmente allineata con il disco di materia, il che suggerirebbe l'esistenza di eventuali altri pianeti che avrebbero modificato la struttura del disco circumstellare sino all'aspetto attuale. Tuttavia, le immagini catturate nella banda M dall'MMT Observatory pongono dei forti limiti sull'esistenza di altri giganti gassosi entro 40 UA dalla stella.
Prospetto del sistema [modifica]
Segue un prospetto sulle principali caratteristiche del sistema planetario.
| Pianeta | Massa | Periodo orb. | Sem. maggiore | Eccentricità | Scoperta |
|---|---|---|---|---|---|
| b | 0,054–3,0 MJ | ~872 anni | ~115 UA | 0 | 2008 |
| Cintura asteroidale ("Fascia di Kuiper" di Fomalhaut) | — | — | ~148 UA | 0 | 2004 |
Nessun commento:
Posta un commento