Fomalhaut

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Fomalhaut
La stella vista dal telescopio spaziale HubbleLa stella vista dal telescopio spaziale Hubble
Classificazione Stella bianca di sequenza principale
Classe spettrale A4 V[1]
Distanza dal Sole 25,12 a.l. (7,70 pc)[2]
Costellazione Pesce Australe
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta 22h 57m 39,046s [1]
Declinazione -29° 37′ 20,050″[1]
Lat. galattica -64,9096°[1]
Long. galattica 20,4881°[1]
Sistema planetario sì (Fomalhaut b)
Dati fisici
Diametro medio 2.560.000 km[3]
Raggio medio 1,840 ± 0,023[3] R
Massa
1,92 ± 0,02[4] M
Acceleraz. di gravità in superficie 4,21 log g[3]
Periodo di rotazione 1 giorno[5]
Velocità di rotazione 93 km/s[3]
Temperatura
superficiale
8.590 ± 73 K[4] (media)
Luminosità
17,8 ± 0,8[3] L
Indice di colore (B-V) 0,09[1]
Metallicità [Fe/H]: −0,10[3]
Età stimata 440 ± 40 milioni di anni[4]
Dati osservativi
Magnitudine app. 1,16[1]
Magnitudine ass. 1,722 ± 0,009[4]
Parallasse 129,81 ± 0,47 mas[6]
Moto proprio AR: 328,95 mas/anno
Dec: -164,67 mas/anno[1]
Velocità radiale +6,5 ± 0,9 km/s[1]
Nomenclature alternative
Os Piscis Meridionalis, α PsA, 24 PsA, HD 216956, HIP 113368, SAO 191524, Gliese 88

Fomalhaut (IPA /fəˈmelˈhuːt/[7]; α PsA / α Piscis Austrini / Alfa Piscis Austrini) è una stella situata nella costellazione del Pesce Australe. Avendo magnitudine 1,16[1] essa è la stella più luminosa della costellazione nonché la diciottesima più brillante del 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 un raggio e una massa all'incirca doppi rispetto a quelli del Sole e una temperatura superficiale di circa 8.500 K.

La sua caratteristica più nota e studiata è quella di possedere un esteso disco circumstellare di gas e polveri. Si sospetta inoltre che la stella possa ospitare un sistema planetario e nel 2008 è stato annunciato che un pianeta orbitante intorno alla stella era stato osservato nella banda del visibile. Si sarebbe trattato del primo pianeta osservato direttamente nel visibile. Tuttavia osservazioni e studi successivi hanno messo in dubbio questa scoperta.

Il nome della stella deriva dall'in arabo: فم الحوت, Fom al-Hut, che significa "la bocca della balena".

Osservazione[modifica | modifica wikitesto]

La posizione della stella nella costellazione.

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 invisibile solo a partire dal 60°N, escludendo in tal modo l'Alaska, il Canada settentrionale, la Groenlandia, l'Islanda, le regioni scandinave settentrionali, e buona parte della Russia. Si mostra relativamente alta in cielo a partire dalle regioni mediterranee, mentre è circumpolare a sud del 60°S, cioè solo nelle regioni antartiche[8].

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 Sole nell'emisfero nord indica l'approssimarsi della stagione autunnale.

Ambiente galattico[modifica | modifica wikitesto]

Mappa delle principali stelle entro un raggio di 50 anni luce dal Sole. Si apprezza la posizione di Fomalhaut (in basso nell'immagine) rispetto al Sole, al piano galattico e al centro galattico.

La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos risalente al 2007 ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Fomalhaut, che è risultata essere 129,81 ± 0,47 mas[6]. 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 della Bolla 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°[1]. Una longitudine galattica di circa 20° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Fomalhaut, se proiettata sul piano 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 al centro galattico di quanto non lo 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 posti il Sole e il centro galattico.

Fomalhaut fa parte dell'Associazione di Castore, un'associazione stellare composta da stelle relativamente vicine al Sole, che condividono lo stesso movimento rispetto al sistema di riposo locale. Questa associazione, scoperta nel 1990[9], 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[10].

La stella più vicina a Fomalhaut è TW Piscis Austrini, una nana arancione di classe spettrale K4 V e di magnitudine apparente 6,48[11], distante solo 0,9 anni luce da Fomalhaut[12]. Data questa vicinanza e 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[13]. TW Piscis Austrini dovrebbe avere una temperatura superficiale di 4.594 K, una massa di 0,73 M, un raggio di 0,688 R e una luminosità di 0,189 L[4]. È una variabile BY Draconis[11].

La seconda stella più vicina a Fomalhaut è LHS 3885, una nana arancione di classe spettrale K7 V e magnitudine apparente 7,86[14], distante 3,5 anni luce[12]. A 5,6 anni luce[12] si trova invece FK Aquarii, una nana rossa di classe spettrale M2 V e magnitudine apparente 9,0[15].

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

La stella ripresa negli infrarossi dal telescopio spaziale Spitzer.

Fomalhaut è una stella bianca di sequenza principale di classe spettrale A4 V o A3 V[1]. 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[16]; 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[3]. 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 ± 100 K[3]. La luminosità della stella è invece calcolata in 17,8 ± 0,8 L[3]. La nuova riduzione dei dati di Hipparcos, risalente al 2007, ha permesso di correggere questi valori in 8.590 ± 73 K e 16,63 ± 0,48 L[4].

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 spettroscopico del 1997 riporta una abbondanza di metalli pari a 93% di quella del Sole[17]. 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[18]. Un modello evolutivo proposto da Di Folco et al. (2004) ha condotto a un valore di 79%[3], mentre una misurazione spettroscopica del 2008 ha dato un valore molto più basso di 46%[19]. 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[3]. Mamajek (2012) ha invece utilizzato la nuova riduzione dei dati di Hipparcos e una metallicità simile a quella del Sole per ricavare un valore di 1,95 ± 0,02 M[4].

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 seno dell'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra visuale (v × sin i): esse variano da 85 km/s a 93 km/s[1]. Il prof. Kaler nella voce dedicata a Fomalhaut nel suo database Stars riporta invece un valore di 102 km/s[5].

L'età stimata dell'Associazione di Castore[10], lo stato evolutivo dell'associata TW Piscis Austrini[13] e le tracce evolutive di stelle simili a Fomalhaut[20] hanno fatto a lungo ritenere 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[21]. Tuttavia Mamajek (2012) ha messo parzialmente in dubbio queste ipotesi: basandosi su nuove stime più precise della luminosità e della temperatura superficiale della stella, su tracce evolutive più aggiornate, egli ha dedotto una età di 450 ± 40 milioni di anni. Dopo avere confermato che Fomalhaut e TW PsA formano un sistema fisico, Mamajek (2012) ha nuovamente cercato di determinare l'età di quest'ultima, basandosi sulla velocità di rotazione della stella, sulla quantità di raggi X emessi e sull'abbondanza di litio. Dopo avere pesato tutti questi fattori, lo studioso è arrivato alla conclusione che il sistema ha una età di 440 ± 40 milioni di anni[4].

Disco circumstellare[modifica | modifica wikitesto]

La cintura asteroidale di Fomalhaut in una fotografia che combina le immagini del telescopio spaziale Hubble e dell'Atacama Large Millimeter Array.

Nel 1983 il telescopio spaziale IRAS rilevò che Fomalhaut, Vega, β Pictoris e ε Eridani emettevano un eccesso di radiazione infrarossa. Tale radiazione fu interpretata essere emessa da grani di polvere orbitanti intorno a queste stelle. Si suppose che tali grani formassero un disco circumstellare, all'interno del quale erano in formazione nuovi pianeti[22].

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 poche masse 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 grani di piccole dimensioni, anche comete e forse corpi di dimensioni maggiori, probabilmente frutto della frammentazione di un pianeta preesistente[23].

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 ascendente è 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 cavità centrale è quindi molto più grande di quanto precedentemente si fosse supposto. L'eccentricità del disco 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[24]. La temperatura dei grani che formano il disco varia da 40 a 75 K[23]. La sua composizione chimica presunta consiste nel 43% di acqua ghiacciata, nel 32% di silicati, nel 13% di carbonio amorfo e nel 10% di solfuro ferroso[25].

Raffronto tra il sistema solare e il sistema di Fomalhaut.

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)[26] 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[27]. 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 di 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 di comete 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[25].

Osservazioni compiute dal telescopio spaziale Spitzer nel 2003 suggerirono l'esistenza di un altro disco di polvere, interno a quello già osservato. Si tratta di un disco più difficile da osservare rispetto al precedente in quanto più vicino alla brillante stella centrale. In particolare, apparve difficile determinare se esso fosse un disco che si estendeva in modo continuo a partire dal disco più esterno o se esso fosse un disco separato il cui margine esterno si trova a una distanza minore alle 20 UA dalla stella[28]. La presenza di un disco interno è stata confermata dalle osservazioni compiute da terra nel 2004 tramite l'interferometro del Very Large Telescope, ma ancora una volta si rivelò difficile determinarne le dimensioni e la forma. Gli scienziati che compirono le osservazioni ipotizzarono comunque che il disco debba trovarsi entro un raggio di 6 UA dalla stella[29].

Fomalhaut b[modifica | modifica wikitesto]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Fomalhaut b.

Ipotesi sull'esistenza[modifica | modifica wikitesto]

Il disco circumstellare di Fomalhaut fotografato dal telescopio spaziale Hubble, con dettaglio di Fomalhaut b e dell'orbita percorsa fra il 2004 e il 2006.

Fin dalle prime scoperte riguardo al disco circumstellare di Fomalhaut, alcuni studiosi hanno avanzato l'ipotesi che alcune delle sue caratteristiche potevano essere spiegate tramite l'esistenza di uno o più pianeti. Holland et al. (1998) avanzavano l'ipotesi che la presenza della cavità interna al disco circumstellare, creduta allora essere della dimensione dell'orbita di Nettuno, fosse indizio della presenza di almeno un pianeta[23]. Come si è detto, Wyatt e Dent (2002) supponevano che una delle possibili spiegazioni della presenza di addensamenti all'interno del disco fosse l'esistenza di un pianeta[26]. Stapelfeldt et al. (2004) si richiamavano alla medesima ipotesi per spiegare alcune asimmetrie presenti nel disco[28]. Uno dei lavori più accurati in questo filone è quello di Quillen (2006), la quale riconduceva alcune caratteristiche del disco, quali la sua eccentricità e il fatto che il suo confine interno sia molto netto, alla presenza di un pianeta collocato appena all'interno del disco stesso. La studiosa supponeva che il pianeta avesse una massa compresa fra quella di Nettuno e quella di Saturno e che compisse un'orbita avente una eccentricità simile a quella del disco stesso (e ≈ 0,1)[30]

Osservazione[modifica | modifica wikitesto]

Il 13 novembre 2008 un team di scienziati diretti dall'astrofisico Paul Kalas presentò le immagini del disco circumstellare ottenute nel 2004 e nel 2006 tramite l'Advanced Camera for Surveys del telescopio spaziale Hubble. Nelle vicinanze del bordo interno del disco era apprezzabile un puntino luminoso che si era spostato di 184 ± 22 mas, corrispondenti a 1,41 ± 0,17 UA, in 1,7 anni. Il punto fu interpretato dal team come la prima immagine di un pianeta extrasolare mai ottenuta; il moto del punto fu interpretato come il moto di rivoluzione del pianeta intorno alla stella centrale. Il pianeta fu chiamato Fomalhaut b. Le ragioni che spinsero il team a interpretare il punto come l'immagine di un pianeta furono essenzialmente due: in primo luogo esso è troppo poco luminoso (ha una luminosità di 3,4 × 10−7 L) per essere una stella di piccola massa o una nana bruna; in secondo luogo, la presenza di un corpo delle dimensioni di una nana bruna o di una stella di piccola massa nelle vicinanze del disco avrebbe provocato il suo disgregamento[31][32].

Caratteristiche[modifica | modifica wikitesto]

Fomalhaut b dista 115 UA 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 872 anni terrestri. La velocità orbitale è 3,9 km/s, mentre l'eccentricità dell'orbita è 0,13. 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[31]. Chiang et al. (2009) hanno sviluppato un modello in cui un singolo pianeta della massa inferiore a 3 MJ è responsabile delle caratteristiche osservabili del disco, ossia della sua eccentricità e del suo bordo interno molto netto. Tale modello è compatibile con le osservazioni di Fomalhaut b compiute da Kalas e colleghi[33]. Di per sé il modello di Chiang et al. (2009) è compatibile con l'esistenza di altri pianeti più interni rispetto a Fomalhaut b, a patto che la massa di quest'ultimo sia di molto inferiore a 3 MJ. Tuttavia, le immagini catturate nella banda M dall'MMT Observatory escludono l'esistenza di altri giganti gassosi con una massa superiore a 2 MJ a una distanza compresa fra 10 e 40 UA dalla stella[34]. 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 0,13 2008
Cintura asteroidale
("Fascia di Kuiper" di Fomalhaut)
110 M ~148 UA 0,11 ± 0,01 2004

Dubbi sull'esistenza di Fomalhaut b[modifica | modifica wikitesto]

Rappresentazione artistica di Fomalhaut b

Due caratteristiche del punto luminoso osservato nel 2008 sono apparse subito problematiche per la sua identificazione con un pianeta. La prima è che esso non ha alcuna corrispondenza nella banda dell'infrarosso, mentre un pianeta dell'età di almeno 200 milioni di anni, alla distanza in cui Fomalhaut b è stato osservato, dovrebbe essere abbastanza freddo (circa 400 K) per emettere un notevole quantitativo della sua radiazione nelle frequenze dell'infrarosso. Tuttavia, già Marengo et al. (2009), sulla base di una serie di osservazioni condotte dal telescopio spaziale Spitzer, sottolineavano che, data la sensibilità di Spitzer, la mancata osservazione del pianeta nelle frequenze dell'infrarosso poneva severi limiti circa la possibilità di esistenza di un pianeta nelle regioni in cui Fomalhaut b era stato osservato. In particolare, per sostenere la tesi dell'identificazione del punto luminoso con un pianeta, era necessario rivedere il modello dell'atmosfera di Fomalhaut b, in modo da rendere conto della mancata osservazione nell'infrarosso. In attesa di tale revisione, continuavano questi studiosi, l'ipotesi più probabile circa il punto luminoso osservato era che si trattasse di una regione del disco che avesse riflettuto la luce della stella[35].

Questi dubbi sono stati rilanciati con maggiore forza da Janson et al. (2012) sulla base di nuove più precise osservazioni compiute da Spitzer, che pongono limiti ancora più severi alla luminosità di Fomalhaut b nell'infrarosso. Gli autori respingono anche l'ipotesi avanzata nel 2008 da Kalas e colleghi, secondo la quale l'alta luminosità di Fomalhaut b nel visibile sia determinata da un disco di accrescimento intorno al pianeta[31]: tale ipotesi viene ritenuta improbabile, dato l'imponente tasso di accrescimento che sarebbe richiesto per spiegare la luminosità osservata, di dimensioni simili a quello di una stella T Tauri. Janson et al. (2012) ritengono molto più probabili altri due scenari rispetto a quello dell'esistenza di un gigante gassoso: il primo riconduce il punto luminoso al recente scontro di due planetesimi; il secondo a un pianeta molto più piccolo di quello ipotizzato da Kalas e colleghi, della massa inferiore a 10 M, e quindi roccioso o ghiacciato, intorno al quale orbitano uno sciame di planetesimi che collidono fra loro, producendo il punto luminoso osservato[36].

L'altra caratteristica del punto luminoso che suscita perplessità è la sua variabilità. Fra il 2004 e il 2006 il punto ha diminuito la sua luminosità di circa mezza magnitudine. La teoria che identifica il punto con un pianeta gassoso deve formulare ipotesi aggiuntive per spiegare questa variabilità. Kalas e colleghi ne avanzano due: oltre alla già citata presenza di un disco di accrescimento intorno al pianeta, essi avanzano l'ipotesi che il pianeta sia circondato da un sistema di anelli, simile a quello di Saturno: gli anelli rifletterebbero variamente la luce della stella centrale, mentre il pianeta si sposta, e questo spiegherebbe la variazione di luminosità[31]. Tuttavia Janson et al. (2012) respingono anche questa seconda ipotesi in ragione del fatto che appare probabile che attualmente l'origine del punto luminoso osservato si trova fra la stella e la Terra e quindi appare improbabile che un sistema di anelli possa riflettere grossi quantitativi di luce da quella posizione[36].

Le caratteristiche del disco implicano l'esistenza di pianeti?[modifica | modifica wikitesto]

Illustrazione dell'ipotesi secondo cui il disco di Fomalhaut sia scolpito da due pianeti pastori che ne definiscono i contorni.

Al di là dell'identificazione del punto luminoso osservato da Hubble con un pianeta gassoso, resta la questione se le caratteristiche del disco implichino o meno l'esistenza di un pianeta. Come si è detto, il disco è eccentrico e Fomalhaut è collocato in uno dei fuochi dell'ellisse. Tale forma ellittica è stata supposta essere generata da un pianeta avente un'orbita eccentrica che ha "scolpito" il disco in modo da indurre una simile eccentricità nel disco stesso[30]. Il fatto che il disco sembri avere confini molto netti ha portato a simili conclusioni circa la presenza di un pianeta che ne "scolpisca" la forma[30]. La necessità dell'esistenza di pianeti per spiegare la morfologia del disco è stata ribadita da Boley et al. (2012), i quali ipotizzano l'esistenza di due pianeti pastori che scolpiscono rispettivamente i confini interni ed esterni del disco, che appaiono essere entrambi molto netti quando osservati mediante il radiointerferometro ALMA[37].

Tuttavia non tutti gli studiosi sono d'accordo con questa conclusione. Lyra e Kuchner (2012) hanno modellato l'idrodinamica dei dischi asteroidali. Il disco è supposto contenere, oltre a polvere e planetesimi, grandi quantità di gas. La polvere trasferirebbe il calore ricevuto dalla stella centrale al gas, il quale si espanderebbe: la pressione del gas favorirebbe l'accumularsi della polvere in particolari regioni del disco, mentre il gas, raffreddandosi, tenderebbe a riaddensarsi in regioni ripulite dalla polvere stessa. Ne seguirebbe una anti-correlazione fra la densità della polvere e quella del gas: ciò avrebbe il risultato di confinare la polvere in regioni dai confini molto netti. Le onde di polvere create dal gas ad altra pressione sarebbero anche responsabili della eccentricità del disco. Nessun pianeta quindi sarebbe necessario per spiegare le caratteristiche fisiche del disco[38][39].

Etimologia e significato culturale[modifica | modifica wikitesto]

Il Pesce Australe nell'Uranographia di Johann Bode, mentre beve dalla brocca dell'Acquario. Fomalhaut si trova in corrispondenza della bocca del pesce.

Il nome Fom al-Haut deriva dall'arabo scientifico فم الحوت fam al-ħūt (al-janūbī), che significa "la bocca del pesce/della balena (australe)", con evidente riferimento alla posizione della stella all'interno della costellazione del Pesce Australe. Tale nome ha una origine antica, tanto che si trova già in un almanacco del 1340, con la sua traduzione latina Os Piscis Merīdiāni[40]. Altre traduzioni latine dello stesso nome arabo sono Os Piscis Merīdionālis ed Os Piscis Notii. Probabilmente nessun'altra stella possiede un nome proprio con più varianti ortografiche di Fomalhaut. Alcune di esse sono: Fumahant, Fumahaut, Fomahand, Fontabant, Phomaut, Phomault, Phomant, Phomaant, Phomhaut, Fomalcuti[40].

Un altro nome della stella è Difda al Auwel, derivante dall'arabo colloquiale الضفدع الأول aḍ-ḍifdiˤ al-'awwal, "la prima rana". La seconda rana è Deneb Kaitos, β Ceti; tale nome deriva probabilmente dal fatto che Fomalhaut precede Deneb Kaitos nel suo moto apparente nel cielo[41].

Nel Settecento Fomalhaut venne erroneamente identificata con la persiana Hastorang (che nell'Avesta è l'Orsa Maggiore) e venne considerata una delle quattro stelle regali guardiane del cielo, che sovraintendono alle altre stelle, le altre tre essendo Aldebaran, Regolo e Antares[42]. Fomalhaut sarebbe la sentinella delle stelle del nord, Aldebaran di quelle dell'est, Regolo di quelle del sud e Antares di quelle dell'ovest. Questa ipotesi trova origine nel fatto che fra il 3000 e il 2000 a.C. queste quattro stelle marcavano i due solstizi e i due equinozi e quindi dividevano il cielo in quattro parti. Le quattro stelle furono poi identificate con i quattro arcangeli: Fomalhaut con Gabriele, Aldebaran con Michele, Regolo con Raffaele e Antares con Uriel. Altre associazioni sono quelle con i quattro cavalieri dell'Apocalisse o con i cavalli che trainavano i carri citati nel libro di Zaccaria.[43].

Fomalhaut è citata nella Divina Commedia di Dante Alighieri in Purgatorio, VIII, vv. 89-90 come una delle "tre facelle" che illuminano l'emisfero meridionale, essendo le altre due Canopo e Achernar[40].

In astrologia si crede che Fomalhaut abbia influenze diverse, positive o negative, a seconda della struttura cosmica complessiva e delle sue associazioni. Ha influenze positive quando associata con Mercurio, Venere o Giove; negative quando associata con il Sole o con la Luna[43].

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b c d e f g h i j k l m Fomalhaut-- Variable Star in SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 21 giugno 2012.
  2. ^ Da parallasse.
  3. ^ a b c d e f g h i j k E. Di Folco, F. Thévenin, P. Kervella, A. Domiciano de Souza, et al, VLTI near-IR interferometric observations of Vega-like stars in Astronomy and Astrophysics, vol. 426, 2004, pp. 601−617, DOI:10.1051/0004-6361:20047189. URL consultato il 7 agosto 2012.
  4. ^ a b c d e f g h E. E. Mamajek, On the Age and Binarity of Fomalhaut in The Astrophysical Journal Letters, vol. 754, nº 2, 2012, pp. L20, DOI:10.1088/2041-8205/754/2/L20. URL consultato il 12 agosto 2012.
  5. ^ a b Fomalhaut in Stars, Università dell'Illinois a Chicago. URL consultato il 30 giugno 2012.
  6. ^ a b F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction in Astronomy and Astrophysics, vol. 474, nº 2, 2007, pp. 653-664, DOI:10.1051/0004-6361:20078357. URL consultato il 21 giugno 2012.
  7. ^ Fomalhaut in Glosbe - il dizionario multilingue on line. URL consultato il 30 giugno 2012.
  8. ^ Una declinazione di 30°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 60°; il che equivale a dire che a sud del 60°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 60°N l'oggetto non sorge mai
  9. ^ J. P. Anosova, V. V. Orlov, The dynamical evolution of the nearby multiple stellar systems ADS 48, ADS 6175 (Alpha Geminorum = Castor), Alpha Centauri, and ADS 9909 (Xi Scorpii) in Astronomy & Astrophysics, vol. 252, 1991, pp. 123–126. URL consultato il 25 giugno 2012.
  10. ^ a b D. Barrado y Navascues, The Castor Moving Group: The age of Fomalhaut and Vega in Astronomy & Astrophysics, vol. 339, 1998, pp. 831–839. URL consultato il 26 giugno 2012.
  11. ^ a b V* TW PsA -- Variable of BY Dra type, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 23 giugno 2012.
  12. ^ a b c Fomalhaut, SolStation. URL consultato il 25 giugno 2012.
  13. ^ a b D. Barrado y Navascues et al., The Age of Gliese 879 and Fomalhaut in Astrophysical Journal, vol. 475, 1997, pp. 313-321, DOI:10.1086/303518. URL consultato il 25 giugno 2012.
  14. ^ LHS 3885 -- High proper-motion Star, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 26 giugno 2012.
  15. ^ V* FK Aqr -- Variable of BY Dra type, SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 26 giugno 2012.
  16. ^ R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen, The angular diameters of 32 stars in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 167, 1974, pp. 121-136. URL consultato il 29 giugno 2012.
  17. ^ s. K. Dunkin, M. J. Barlow, S. G. Ryan, High-resolution spectroscopy of Vega-like stars - I. Effective temperatures, gravities and photospheric abundances in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 286, nº 3, 1997, pp. 604–616. URL consultato il 29 giugno 2012. Questo articolo riporta [Fe/H] = -0,03 dex.
  18. ^ D. Barrado y Navascues et al., The Age of Gliese 879 and Fomalhaut in Astrophysical Journal, vol. 475, 1997, p. 313, DOI:10.1086/303518. URL consultato il 29 giugno 2012. Questo articolo riporta [Fe/H] = -0,11 dex.
  19. ^ C. Saffe et al., Spectroscopic metallicities of Vega-like stars in Astronomy and Astrophysics, vol. 490, nº 1, 2008, pp. 297–305, DOI:10.1051/0004-6361:200810260. URL consultato il 29 giugno 2012. Questo articolo riporta [Fe/H] = −0,34 dex.
  20. ^ I. Song et al., Ages of A-Type Vega-like Stars from uvbyβ Photometry in The Astrophysical Journal, vol. 546, nº 1, 2001, pp. 352-357, DOI:10.1086/318269. URL consultato il 9 luglio 2012.
  21. ^ Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars, NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006. URL consultato il 9 luglio 2012.
  22. ^ H. H. Aumann, IRAS observations of matter around nearby stars in Astronomical Society of the Pacific, Publications, vol. 97, 1985, pp. 885-891, DOI:10.1086/131620. URL consultato il 2 luglio 2012.
  23. ^ a b c W. S. Holland, et al., Submillimetre images of dusty debris around nearby stars in Nature, vol. 392, nº 6678, 1998, pp. 788–791, DOI:10.1038/33874. URL consultato il 4 luglio 2012.
  24. ^ P. Kalas, J. R. Graham, M. Clampin, A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt in Nature, vol. 435, nº 7045, 2005, pp. 1067-1070, DOI:10.1038/nature03601. URL consultato l'8 luglio 2012.
  25. ^ a b B. Acke et al., Herschel images of Fomalhaut. An extrasolar Kuiper belt at the height of its dynamical activity in Astronomy & Astrophysics, vol. 540, 2012, pp. A125, DOI:10.1051/0004-6361/201118581. URL consultato l'11 luglio 2012.
  26. ^ a b M. C. Wyatt, W. R. Dent, Collisional processes in extrasolar planetesimal discs - dust clumps in Fomalhaut's debris disc in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 334, nº 3, 2002, pp. 589-607, DOI:10.1046/j.1365-8711.2002.05533.x. URL consultato il 9 luglio 2012.
  27. ^ L. Ricci et al., Fomalhaut debris disk emission at 7 millimeters: constraints on the collisional models of planetesimals in Astronomy & Astrophysics, vol. 539, 2012, pp. L6, DOI:10.1051/0004-6361/201118524. URL consultato l'11 luglio 2012.
  28. ^ a b K. R. Stapelfeldt et al., First Look at the Fomalhaut Debris Disk with the Spitzer Space Telescope in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, nº 1, 2004, pp. 458-462, DOI:10.1086/423135. URL consultato il 14 luglio 2012.
  29. ^ O. Absil et al., An Interferometric Study of the Fomalhaut Inner Debris Disk. I. Near-Infrared Detection of Hot Dust with VLTI/VINCI in The Astrophysical Journal, vol. 701, nº 1, 2009, pp. 150-160, DOI:10.1088/0004-637X/704/1/150. URL consultato il 14 luglio 2012.
  30. ^ a b c A. C. Quillen, Predictions for a planet just inside Fomalhaut's eccentric ring in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 372, nº 1, 2006, pp. L14–L18, DOI:10.1111/j.1745-3933.2006.00216.x. URL consultato il 15 luglio 2012..
  31. ^ a b c d P. Kalas et al., Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth in Science, vol. 322, nº 5906, 2008, pp. 1345-1348, DOI:10.1126/science.1166609. URL consultato il 16 luglio 2012.
  32. ^ Paul Kalas, Direct Image Of Extrasolar Planet, 13 novembre 2008. URL consultato il 16 luglio 2012.
  33. ^ E. Chiang, et al., Fomalhaut's Debris Disk and Planet: Constraining the Mass of Fomalhaut b From Disk Morphology in The Astrophysical Journal, vol. 693, nº 1, 2009, pp. 734-749, DOI:10.1088/0004-637X/693/1/734. URL consultato il 6 luglio 2012.
  34. ^ M. Kenworthy et al., MMT/AO 5 μm Imaging Constraints on the Existence of Giant Planets Orbiting Fomalhaut at ~13-40 AU in The Astrophysical Journal, vol. 697, nº 2, 2009, pp. 1928-1933, DOI:10.1088/0004-637X/697/2/1928. URL consultato il 6 agosto 2012.
  35. ^ M. Marengo et al., Spitzer/Infrared Array Camera Limits to Planetary Companions of Fomalhaut and epsilon Eridani in The Astrophysical Journal, vol. 700, nº 2, 2009, pp. 1647-1657, DOI:10.1088/0004-637X/700/2/1647. URL consultato il 7 agosto 2012.
  36. ^ a b Janson et al., Infrared Non-detection of Fomalhaut b: Implications for the Planet Interpretation in The Astrophysical Journal, vol. 747, nº 2, 2012, DOI:10.1088/0004-637X/747/2/116. URL consultato il 7 agosto 2012.
  37. ^ A. C. Boyle et al., Constraining the Planetary System of Fomalhaut Using High-resolution ALMA Observations in The Astrophysical Journal Letters, vol. 750, nº 1, 2012, pp. L21, DOI:10.1088/2041-8205/750/1/L21. URL consultato il 10 agosto 2012.
  38. ^ Maggie McKee, Dust rings not 'smoking gun' for planets after all, NewScientist - Space. URL consultato il 10 agosto 2012.
  39. ^ Wladimir Lyra, Marc J. Kuchner, Sharp eccentric rings in planetless hydrodynamical models of debris disks, arXiv.org - Cornell University. URL consultato il 10 agosto 2012.
  40. ^ a b c R. H. Allen, Star-names and Their Meanings, New York, G. E. Stechert, 1899, pp. 345-346. URL consultato l'11 agosto 2012.
  41. ^ F. Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars, Hoboken, New Jersey, John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, pp. 234, ISBN 978-0-471-70410-2.
  42. ^ Si veda la bibliografia della voce Stelle regali.
  43. ^ a b Fomalhaut in Constellations of Words. URL consultato l'11 agosto 2012.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

Testi generici[modifica | modifica wikitesto]

  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8.

Sulle stelle[modifica | modifica wikitesto]

  • (EN) Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel, The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them, Dover, Courier Dover Publications, 1964, pagine 147, ISBN 0-486-21099-5.
  • R. J. Tayler, The Stars: Their Structure and Evolution, Cambridge University Press, 1994, p. 16, ISBN 0-521-45885-4.
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte, Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5.
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle, Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7.
  • (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.

Carte celesti[modifica | modifica wikitesto]

  • Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, 2005. - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
  • Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume I - The Northern Hemisphere to -6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-14-X.
  • Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0 - Second Edition, Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
  • Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

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Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

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