Aldebaran

Aldebaran
Classificazione	Gigante arancione variabile
Classe spettrale	K5 III
Distanza dal Sole	66,64 anni luce
Costellazione	Toro
Coordinate
(All'epoca J2000)
Ascensione retta	4h 35m 55,239s
Declinazione	16° 30′ 33,488″
Lat. galattica	20,2483°
Long. galattica	180,9719°
Dati fisici
Diametro medio	61,12 milioni di km
Raggio medio	43,9 R⊙
Massa	2,5 M⊙
Acceleraz. di gravità in superficie	log g = 1,59
Periodo di rotazione	1000 ± 400 giorni
Velocità di rotazione	4,3 km/s
Temperatura superficiale	3.913 K (media)
Luminosità	518 ± 32 L⊙
Indice di colore (B-V)	1,28
Dati osservativi
Magnitudine app.	0,98
Magnitudine ass.	-2,04 ± 0,06
Parallasse	48,94 ± 0,77 mas
Moto proprio	AR: 63,45 mas/anno Dec: −188,94 mas/anno
Velocità radiale	+54,11 km/s
Nomenclature alternative
α Tauri, 87 Tauri, HD 29139, HIP 21421, SAO 94027, HR 1457, BD +16°629, WDS 04359+1631

Aldebaran (α Tau / α Tauri / Alfa Tauri) è una stella appartente alla costellazione del Toro. Avendo magnitudine 0,98, essa è la stella più luminosa della costellazione, nonché la quattordicesima stella più luminosa del cielo notturno. Distante circa 65 anni luce dalla Terra, è una gigante arancione di classe spettrale K5 III circa 150 volte più luminosa del Sole e una quarantina di volte più grande. Si tratta in realtà di una stella doppia in quanto la principale possiede una piccola e debole compagna.

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.

Il suo nome deriva dalla parola araba الدبران al-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.

Osservazione

Carta della costellazione del Toro.

Aldebaran si presenta come una stella di colore arancio ed è tra le più facili da individuare nel cielo notturno, sia per la sua grande luminosità che per l'associazione con uno degli asterismi più noti della volta celeste: la Cintura di Orione; se si traccia una linea che passa per le tre stelle che formano la Cintura da sinistra a destra (nell'emisfero boreale) o da destra a sinistra (nell'emisfero australe), la prima stella brillante che si incontra è Aldebaran. Nell'altra direzione la prima stella brillante che si incontra è invece Sirio.

Aldebaran appare anche come la più luminosa delle Iadi, l'ammasso aperto che con le sue stelle disposte a forma di V marca la 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 rispetto a quella in cui si trova Aldebaran. A poco più di una decina di gradi a nord-ovest di Aldebaran e delle Iadi è possibile osservare un altro fra i più noti ammassi aperti del cielo: le Pleiadi. Prolungando inoltre il ramo della figura a forma di V formata dalle Iadi su cui si trova Aldebaran si incontra ζ Tauri a circa 15°, mentre prolungando l'altro ramo si incontra, più o meno alla stessa distanza, la luminosa Elnath, ai confini con la costellazione dell'Auriga. Queste due stelle marcano le due corna del Toro.

Avendo una declinazione di 16° 30' N, Aldebaran è una stella dell'emisfero boreale. Data tuttavia la sua relativa vicinanza all'equatore celeste le sue possibilità di osservazione nell'emisfero australe sono ampie: essa è invisibile solo più a sud del 74° parallelo, cioè solo nelle regioni antartiche. Tuttavia essa apparirà bassa all'orizzonte nord nelle regioni più meridionali dell'Argentina, del Cile e della Nuova Zelanda. D'altra parte una tale posizione fa sì che Aldebaran risulti circumpolare solo nelle regioni artico e in quelle più settentrionali della Russia, della Groenlandia, del Canada e dell'Alaska. Il 1º giugno il Sole passa pochi gradi a nord di Aldebaran; 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'inverno boreale. In particolare, i mesi più favorevoli per la sua osservazione sono dicembre e gennaio, ma è comunque osservabile, anche se non sempre per l'intera notte, nel periodo che va da ottobre ad aprile; la sua discesa ad ovest subito dopo il tramonto del Sole indica l'approssimarsi dell'estate boreale.

Aldebaran (in alto) fa la sua ricomparsa dopo un occultamento lunare nel luglio 1997.

Questa vicinanza all'eclittica comporta la possibilità da parte di Aldebaran di poter essere occultata dalla Luna. Solo altre tre stelle di prima magnitudine (Spica, Antares e Regolo) condividono questa proprietà con Aldebaran, che è la più luminosa fra di esse. 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. Avendo avuto notizia che una di queste occulatazioni era stata osservata ad Atene nel 509 d.C., l'astronomo inglese Edmond Halley calcolò nel 1718 che, perché quell'evento fosse stato possibile, Aldebaran avrebbe dovuto trovarsi in una posizione diversa (diversi primi d'arco più a nord) rispetto a quella in cui la osservava nella sua epoca. Egli concluse che la stella si era quindi spostata nei secoli trascorsi dall'evento. Halley aveva scoperto il moto proprio delle stelle.

Ambiente galattico

La struttura della Bolla Locale. Si apprezza la posizione di Aldebaran, del Sole e di altre stelle. L'immagine è orientata in modo che le stelle più vicine al centro galattico si trovano nella parte alta della stessa.

Trovandosi relativamente vicino al Sole, Aldebaran ne condivide lo stesso ambiente galattico. In particolare, si trova come il Sole all'interno della Bolla Locale, una "cavità" del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Aldebaran sono 180,97° e 20,24°. Una longitudine galattica di circa 180° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Aldebaran, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di quasi 180°. Ciò significa che, preso il Sole come punto di riferimento, il centro galattico e Aldebaran si trovano in direzioni opposte. Di conseguenza Aldebaran è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 20° significa che Aldebaran si trova poco più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.

Le due stelle più vicine ad Aldebaran sono due stelle rosse di sequenza principale. Si tratta di VA 366, una stella di classe spettrale M0 V, distante 4,4 anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,38 e di Ross 388, una stella di classe spettrale M3 V, distante 9,1 anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,48. Per trovare una stella delle dimensioni del Sole bisogna allontanarsi circa 12 anni luce da Aldebaran, ove si trova LTT 11292, una stella gialla di sequenza principale di classe spettrale G7 V e di magnitudine apparente 6,8.

Caratteristiche fisiche

Distanza

La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Aldebaran, che è risultata essere 48,94 ± 0,77 mas. Pertanto la distanza di Aldebaran dalla Terra è pari a 1/0,04894 pc, ossia 20,433 pc, equivalenti a 66,64 anni luce.

Classificazione e temperatura superficiale

Aldebaran è classificata come K5 III. La classe K raduna le stelle di colore arancione, dovuto a una temperatura superficiale più bassa di quella del Sole. Le 20 misurazioni della temperatura superficiale riportate dal sito SIMBAD, effettuate dal 1957 al 2009, variano da 3.733 K a 4.131 K. La media delle misurazioni è 3.913 K. Si può confrontare questo valore con quello della temperatura superficiale del Sole, che è circa 5.800 K, cioè quasi 2.000 K più elevato.

La classe di luminosità III raccoglie invece le stelle giganti, cioè stelle di massa media o piccola aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno ormai abbandonato la sequenza principale.

Posizione di Aldebaran e di altre stelle nel diagramma HR.

Raggio

Aldebaran è forse la stella il cui raggio è stato maggiormente misurato e studiato. Ciò è stato determinato da tre caratteristiche combinate: grandi dimensioni, relativa vicinanza della stella alla Terra e occultazioni lunari. Questi fattori facilitano tutti la misura del raggio; in particolare l'occultazione lunare può essere sfruttata nel calcolare del raggio misurando il tempo impiegato dalla Luna ad occultare completamente la stella, cioè il tempo che trascorre dal principio dell'occultazione, quando la Luna comincia a coprire la stella, alla sua fine, quando la stella non è più visibile. Nonostante questa dovizia di misurazioni, i diversi studi presentano ancora parecchie differenze nei loro risultati.

Richichi & Percheron (2002) riportano nel loro database 46 misurazioni indipendenti del diametro di Aldebaran ottenute con il metodo dell'occultazione lunare, 7 misurazioni ottenute con tecniche interferometriche e 3 con metodi di misurazione indiretta, per un totale di 56 misurazioni. Se si considerano le misurazioni con un margine di errore più basso, cioè inferiore a 0,4 mas, restano 17 risultati, la cui media è 19,87 ± 0,05 mas. Precedentemente, anche Evans et al. (1980) riportano una serie di misurazioni del diametro della stella ottenute con la tecnica di occultazione lunare; alcune di esse sono state effettuate dagli stessi autori, altre sono state prese da altre pubblicazioni. La media delle misurazioni riportate da questo articolo è 19,9 ± 0,3 mas in buon accordo con quanto riportato da Richichi & Percheron (2002). Ridgway et al. (1982) riportano invece una serie di misurazioni proprie e derivanti da altri studi, anch'esse basate sulla tecnica dell'occultazione lunare, la cui media è 20,88 ± 0,10 mas. Infine, White & Kreidl (1984) riportano misurazioni proprie e di altri, ottenute anch'esse sulla base di occultazioni, la cui media è 20,45 ± 0,46 mas. Richichi & Roccatagliata (2005) ipotizzano che questa disparità fra i risultati, soprattutto fra quelli ottenuti tramite il metodo della occulazione lunare, sia dovuta al fatto che i vari studi non abbiano tenuto conto del fenomeno della scintillazione che tende a far sovrastimare il diametro di una stella quando si misura il tempo necessario perché l'occultazione da parte di un altro corpo sia più completa.

Il più importante studio dedicato alla misura del raggio di Aldebaran è probabilmente Richichi & Roccatagliata (2005), che combinata i risultati ottenuti tramite il metodo dell'occulazione a risultati ottenuti tramite misurazioni interferometriche ottenute mediante lo strumento VINCI del Very Large Telescope. La misura media ottenuta tramite le occulazioni lunari da parte dei due studiosi è 19,95 ± 0,03 mas, mentre quella ottenuta tramite l'interferometro è 19,98 ± 0,05 mas. Essi adottano quindi un valore medio ponderato fra le due di 19,96 ± 0,03 mas che diventano 20,58 ± 0,03 mas, quando sia stata operata una opportuna correzione per tenere conto dell'oscuramento al bordo. Si tratta probabilmente della migliore stima del diametro della stella a nostra disposizione.

Alla distanza calcolata da Hipparcos di 66,64 anni luce, il diametro angolare misurato da Richichi & Roccatagliata (2005) corrisponde a un raggio di 30,56 milioni di km, equivalenti a 43,9 R_⊙. Se Aldebaran fosse al posto del Sole, occuperebbe metà dell'orbita di Mercurio e apparirebbe dalla Terra come un disco di 20° di diametro.

Confronto tra le dimensioni di Aldebaran e quelle del Sole.

Luminosità e massa

La grande superficie radiante di Aldebaran lo rende un oggetto molto luminoso, nonostante la sua temperatura superficiale non sia molto elevata. Dalla distanza di questa stella e dalla sua magnitudine apparente si ricava una magnitudine assoluta di -2,04 ± 0,06. Tenendo conto che il Sole ha una magnitudine assoluta di 4,75, ciò significa che Aldebaran ha una luminosità di 518 ± 32 L_☉.

La determinazione delle masse delle stelle giganti non è mai facile. Infatti, mentre per le stelle di sequenza principale esistono rapporti definiti fra massa e luminosità, la luminosità delle stelle giganti cambia di molto nel tempo a seconda del loro stadio evolutivo, sicché, a meno che questo non sia conosciuto con precisione, non sarà possibile dedurre la massa dalla luminosità. Esiste tuttavia un altro metodo per cercare di calcolare la massa di queste classi di stelle: essa è infatti ricavabile conoscendo il raggio e l'accelerazione di gravità sulla superficie. Il rapporto fra atomi ionizzati e atomi neutri dello stesso elemento nell'atmosfera di una stella è sensibile all'accelerazione di gravità; pertanto il rapporto fra ioni e atomi neutri può essere sfruttato per calcolare l'accelerazione di gravità e, di conseguenza, la massa di una stella. Assumendo un raggio di 29,3 milioni di km e una gravità superficiale di log g = 1,59, Hatzes & Cochran (1993) deducono un massa di 2,5 M_☉.

Periodo di rotazione e oggetto substellare

La velocità di rotazione delle stelle giganti e supergiganti è notoriamente molto difficile da calcolare. Infatti le stelle di questo tipo uniscono a una velocità di rotazione ridotta macroturbolenze della loro superficie accentuate; pertanto è molto difficile distinguere i movimenti del gas dovuti effettivamente alla rotazione stellare da quelli imputabili alle macroturbolenze superficiali. Hatzes & Cochran (1993) calcolano una velocità di rotazione all'equatore di Alfa Tauri compresa fra 2,5 e 4,0 km/s. Questo dato è in buon accordo con una misura precedente di 3,3 ± 0,5 km/s risalente al 1979. Data la misura del raggio, Hatzes & Cochran (1993) ne deducono che il periodo di rotazione di Aldebaran è compreso fra 600 e 1400 giorni. Periodi di rotazione così lunghi non sono affatto inusuali in una stella gigante in quanto, per la legge di conservazione del momento angolare, aumentando il raggio della stella, la velocità di rotazione diminuisce e quindi essa perde velocità angolare nell'abbandonare la sequenza principale. Una misurazione successiva, risalente al 2008, ha dato un valore di 4,3 km/s, non troppo lontano da quello misurato da Hatzes & Cochran (1993).

Confronto fra le dimensioni di Aldebaran e quelle di altre stelle e pianeti.

Ci sono tuttavia altri metodi per cercare di calcolare il periodo di rotazione. Si possono per esempio sfruttare delle irregolarità della superficie della stella (ad esempio, macchie o faculae): il periodo fra una loro comparsa e la successiva coincide con quello di rotazione. Hatzes & Cochran (1993) hanno individuato un'oscillazione periodica di 643 giorni nella velocità radiale di Aldebaran. Le cause possibili di queste oscillazioni sono tre:

1. La presenza di un compagno substellare. Per produrre le oscillazioni osservare la massa di questo ipotetico compagno deve essere pari a 11,4 volte quella di Giove (si deve trattare quindi di un pianeta gigante gassoso). Inoltre, esso deve avere una separazione dalla stella centrale di 2 unità astronomiche e un'orbita mediamente eccentrica. Poiché oscillazioni simili sono state individuate in Arturo e Polluce, questa ipotesi ha il difetto di prevedere la presenza di pianeti con masse simili e orbite simili intorno alle tre giganti in questione, il che non sembra probabile.
2. La presenza di pulsazioni. La presenza di pulsazioni radiali tuttavia sembra da escludersi Infatti, per essere compatibili con le variazioni della velocità radiale rilevate, le pulsazioni radiali dovrebbero essere pari al 10% del raggio stellare. Pulsazioni così importanti dovrebbero avere un riscontro fotometrico in quanto implicherebbero una variazione di temperatura superficiale e quindi di brillantezza della stella. Sebbene Alfa Tauri sia leggermente variabile, non lo è abbastanza per confermare la presenza di variazioni così massicce. Rimane tuttavia in campo l'ipotesi che siano presenti pulsazioni non radiali.
3. La presenza di macchie, faculae o altre irregolarità superficiali. Se questa ipotesi fosse corretta, Aldebaran avrebbe un periodo di rotazione di 643 giorni, del tutto compatibile al dato derivato dalla misura della velocità di rotazione.

La terza ipotesi, che apparirebbe come la più promettente, non ha tuttavia trovato conferma in un successivo studio: Hatzes & Cochran (1998) hanno infatti studiato il profilo delle linee di Aldebaran concludendo che la variabilità non può essere dovuta a fenomeni superficiali, che dovrebbero provocare una deformazione delle linee che in realtà non si presenta. Sul campo rimangono quindi due possibili spiegazioni delle oscillazioni osservate: o la presenza di un compagno substellare oppure la presenza di pulsazioni non radiali, abbastanza comuni nelle stelle giganti.

È una stella di ridotta variabilità, una variabile irregolare lenta del tipo LB, con un'oscillazione di 0,2 magnitudini apparenti.

È anche una stella binaria, ha infatti una piccola compagna (una debole nana rossa di tipo M2 posta a molte centinaia di unità astronomiche).

Associazione otticamente doppia

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. Le caratteristiche principali di queste doppie ottiche sono riportate nella tabella.

Stella α Tauri	Ascensione retta	Declinazione	Magnitudine apparente	Distance (anni luce)	Moto proprio (mas/yr)	Tipo spettrale	Magnitudine assoluta	Altre denominazioni	Riferimenti
A	04h 35m 55,239s	+16° 30′ 33,49″	0,85	65	RA: 62,78 ± 0,89 Dec.: −189,35 ± 0,58	K5III	−0,63	Aldebaran, GJ 171.1 A, ADS 3321 A, BD +16°629A
B	04h 35m 57,0s	+16° 30′ 22″	13,6		RA: 64 ± 25 Dec.: -191 ± 25	M2V	11,98	GJ 171,1 B
C	04h 35m 55,5s	+16° 30′ 38″	9,4					ADS 3321 C
D	04h 35m 55,5s	+16° 30′ 38″	11,8					ADS 3321 D
E	04h 35m 53,8s	+16° 31′ 08″						BD +16°629E
F	04h 33,3m :	+16° 22′ :	13,6					BD +16°629F

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 dell Iadi che non interagisce in alcun modo con Aldebaran.

Arte

• Aldebaran è il sistema stellare in cui è ambientato il Gioco di ruolo Online Aldebar [1]
• Aldebaran è il nome di uno dei demoni citati dal Libro di Enoch.
• Aldebaran è il nome di una canzone e di un album dei New Trolls.
• Aldebaran è il nome di una canzone di Enya.
• Aldebaran è il nome del cavaliere d'oro del Toro nei Cavalieri dello zodiaco.
• Aldebaran è una città di Ragnarok Online.
• Aldebaran è il nome di uno dei quattro cavalli bianchi che tirano la quadriga nella celebre corsa del kolossal Ben-Hur.
• Aldebaran è il nome di un fucile in Final Fantasy XII, dove i fucili hanno tutti nomi di stelle.
• Aldebaran è citata da Paolo Conte, nel brano "Orchestrina" dell'album "Nelson".

Bibliografia

• D. S. Evans et al. (1980). What Size is Aldebaran. Astronomical Journal 85: 1262-1264. DOI:10.1086/112793. URL consultato il 9 marzo 2012.
• A. P. Hatzes, W. D. Cochran (1993). Long-period radial velocity variations in three K giants. Astrophysical Journal 413 (1): 339-348. DOI:10.1086/173002. URL consultato il 19 marzo 2012.
• A. P. Hatzes, W. D. Cochran (1998). On the nature of the radial velocity variability of Aldebaran - A search for spectral line bisector variations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 293 (4): 469–478. DOI:10.1046/j.1365-8711.1998.01186.x. URL consultato il 20 marzo 2012.
• L. Piau et al. (2011). Surface convection and red-giant radius measurements. Astronomy and Astrophysics 526: A100. DOI:10.1051/0004-6361/201014442. URL consultato il 15 marzo 2012.
• A. Richichi, I. Percheron (2002). CHARM: A Catalog of High Angular Resolution Measurements. Astronomy and Astrophysics 386: 492-503. DOI:10.1051/0004-6361:20020236. URL consultato il 9 marzo 2012.
• A. Richichi, V. Roccatagliata (2005). Aldebaran's angular diameter: How well do we know it?. Astronomy and Astrophysics 433 (1): 305-312. DOI:10.1051/0004-6361:20041765. URL consultato il 10 marzo 2012.
• S. T. Ridgway et al. (1982). Angular diameters by the lunar occultation techniques. VI - Limb darkening of alpha Tauri. Astronomical Journal 87: 1044-1050. DOI:10.1086/113188. URL consultato il 9 marzo 2012.
• (EN) Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pagine 288. ISBN 978-0-471-70410-2
• N. M. White, T. J. Kreidl (1984). Occultation diameters of Alpha Tauri. Astronomical Journal 89: 424-429. DOI:10.1086/113532. URL consultato il 9 marzo 2012.

Voci correlate

• Lista delle stelle più luminose
• Lista delle stelle più grandi conosciute

Altri progetti

• Commons

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Collegamenti esterni

• http://www.solstation.com/stars2/aldebaran.htm Aldebaran in SolStation

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