AB Aurigae

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AB Aurigae
AB Aurigae e il suo  disco di polveri.AB Aurigae e il suo disco di polveri.
Classificazione Stella bianca di sequenza principale - Stella Ae/Be di Herbig
Classe spettrale A3 Ve
Tipo di variabile Variabile Orione
Distanza dal Sole  ? a.l.
Costellazione Auriga
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta 04h 55m 45,8445s
Declinazione +30° 33′ 04,292″
Sistema planetario probabile
Dati fisici
Raggio medio 2,1 R
Massa
3,1 M
Temperatura
superficiale
7.500–10.000 K (media)
Luminosità
40 L
Indice di colore (B-V) 0,11
Età stimata 3 ± 4 milioni [1]
Dati osservativi
Magnitudine app. 7,06
Magnitudine ass. 7,18
Parallasse 6,93 ± 0,95 mas
Moto proprio AR: 1,71 mas/anno
Dec: -24,24 mas/anno
Velocità radiale +8 km/s
Nomenclature alternative
GSC 02387-00812, PLX 1098, TYC 2387-812-1, AG+30° 462, HBC 78, PPM 69756, UBV M 10443, BD+30° 741, HD 31293, RAFGL 5130, uvby98 100031293 V, EM * MWC 93, HIC 22910, SAO 57506, VDB 31, FMC 5, HIP 22910, XEST 26-043, GC 5998, IRAS 04525+3028, SSV LDN 1517 1, GCRV 2908, JP11 947, SV * HV 3554, 2MASS J04554582 3.033.043, TD1 3698, AAVSO 0.449 30 B

AB Aurigae è una stella Ae di Herbig visibile nella costellazione dell'Auriga. È nota per la presenza in orbita attorno ad essa di un disco di polveri che ospita al suo interno dei cospicui addensamenti, che secondo gli astrofisici potrebbero rappresentare le fasi precoci della formazione di pianeti o nane brune. È stata inoltre ipotizzata la presenza di un compagno circumstellare, denominato AB Aurigae b, in un'orbita piuttosto esterna attorno alla stella.

Indagini sul disco[modifica | modifica sorgente]

La radiazione emessa dal disco alle lunghezze d'onda dell'infrarosso vicino si estende per oltre 100 unità astronomiche (UA) dalla stella. Osservato nell'infrarosso medio il disco appare meno esteso e mostra una zona di separazione tra due strutture distinte: un disco compatto con un raggio di circa 80 UA e un disco diffuso (che costituisce gran parte dell'eco visibile nell'infrarosso vicino) che si estende sino a 170 UA dalla stella. La differenza di luminosità, riscontrata nelle immagini nell'infrarosso vicino e medio, dei due versanti opposti del disco diffuso è dovuta alla sua inclinazione rispetto alla linea di vista: mentre per il lato vicino non si notano sostanziali differenze, il lato più lontano infatti appare alquanto debole nell'infrarosso vicino, più brillante nel medio.[1]

Le osservazioni nel medio infrarosso hanno inoltre mostrato le dimensioni degli agglomerati di polveri nel disco e la loro temperatura. A partire da queste informazioni, gli astronomi hanno dedotto che i granuli di polvere presenti nel disco si stanno accumulando in strutture considerabili l'equivalente dei planetesimi. [2]

Peculiare è l'emissione di raggi X proveniente dal sistema, la cui causa è oggetto di speculazione. Alcuni astronomi hanno ipotizzato la presenza di una compagna stellare, ma la temperatura del gas che produce questa emissione X è troppo bassa per essere imputabile a una stella neoformata; i dati forniti dal XMM-Newton mostrano però che i raggi X sono prodotti in una regione appena al di sopra della stella. Da ciò si è dedotto che la produzione di raggi X è dovuta alla collisione tra il materiale espulso dalla stella sotto forma di getti polari, vincolato dal campo magnetico della stella, e il vento di particelle.[3]

Possibili pianeti[modifica | modifica sorgente]

Un gruppo di ricerca coordinato da B. R. Oppenheimer[4] ha osservato nel 2008 una struttura anulare nel disco di AB Aurigae ad una distanza compresa tra 43 e 302 UA dalla stella, una regione mai osservata prima di allora. La presenza di una lacuna nell'anello ad un raggio di 102 UA ha indotto a ipotizzare la presenza di almeno un corpo di massa planetaria in formazione ad una distanza orbitale di circa 100 UA. Tale oggetto potrebbe risultare o un pianeta massiccio o, più probabilmente, una nana bruna. Tuttavia tale oggetto ipotetico non è ancora stato confermato.[4]

Nome Massa Semiasse maggiore Periodo orbitale
AB Aurigae b ≥5-37 MJ[4] 102 UA[4] ≥800 anni[4]

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b B. Acke, M. E. van den Ancker, ISO spectroscopy of disks around Herbig Ae/Be stars in Astronomy and Astrophysics, vol. 426, nº 1, 2004, pp. 151-170, DOI:10.1051/0004-6361:20040400.
  2. ^ Donuts and Banana Splits, Astrobiology Magazine. URL consultato il 20-08-2008.
  3. ^ Star's Magnetic Field Slams its Solar Winds Back Together, Universe Today. URL consultato il 16-10-2008.
  4. ^ a b c d e Oppenheimer, op. cit., pp. 1574–1581

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]

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