Lalande 21185

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Lalande 21185
Ursa major constellation map.png
Classificazione Nana rossa
Classe spettrale M2.0V
Tipo di variabile BY Draconis
Distanza dal Sole 8,29 ± 0,01 anni luce
Costellazione Orsa Maggiore
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 11h 03m 20,2s
Declinazione +35° 58' 11"
Dati fisici
Diametro medio 630.000 km
Raggio medio 0,39 R
Massa
8,954 x 1029kg
0,46[1] M
Temperatura
superficiale
3828 K[3] (media)
Luminosità
0,02[2] L
Indice di colore (B-V) 1,51
Metallicità 63%[3]
Età stimata 5-10 × 109 anni
Dati osservativi
Magnitudine app. +7,47
Magnitudine ass. +10,44[1]
Parallasse 393,42 ± 0,70 mas
Moto proprio AR: -580,20 mas/anno
Dec: -4767,09 mas/anno
Velocità radiale -84,8 km/s
Nomenclature alternative
GL 411, HIP 54035, HD 95735, BD +36 2147, SAO 62377, LHS 37, LTT 12960, LFT 759, Vys/McC 594, G 119-52, G 147-17, GC 15183.

Lalande 21185 è la sesta stella più vicina alla Terra dopo il sistema triplo di Alpha Centauri, la Stella di Barnard e Wolf 359 ed escludendo il Sole. È una stella di magnitudine apparente +7,52 e assoluta di +10,48, e si trova a circa 8,3 anni luce dal sistema solare. È situata nella parte meridionale della costellazione dell'Orsa Maggiore a nord-est di ν Ursae Majoris. Il primo che fu in grado di catalogarla fu Joseph-Jérôme Lefrançais de Lalande.

Circa 19.500 anni fa la stella passò alla minima distanza dal Sole, a 4,65 anni luce di distanza[4].

La stella[modifica | modifica sorgente]

Lalande 21185 è una fredda e piccola nana rossa di tipo spettrale M2V. Possiede circa il 46% della massa solare[1], il 39% del suo diametro[5], ma meno di 6/1000 della sua luminosità[6]. La stella possiede il 63% dell'abbondanza di ferro rispetto al nostro sole[3]. Si sospetta che attorno ad essa ruotino almeno tre pianeti di tipo gioviano.

Lalande 21185 si muove perpendicolarmente al piano galattico spostandosi di 5 secondi d'arco all'anno e sembra appartenere alla parte spessa del disco galattico, mediamente spesso 3.500 anni luce. In questa zona l'abbondanza di elementi più pesanti dell'idrogeno (detti in astronomia "metalli") varia tra il 20 e il 50% rispetto al nostro sole, con una media del 30%. La parte più spessa del disco galattico comprende circa il 4% delle stelle vicine[6]. Lalande 21185 è molto più antica del nostro sole, con un'età stimata in circa 10 miliardi di anni.

Viene anche catalogata come variabile BY Draconis[7], mentre il database astronomico SIMBAD la classifica anche come stella a brillamento, anche se non si hanno altri riscontri a tal proposito e gli astronomi la considerano una stella piuttosto tranquilla rispetto ad altre del suo tipo.

Il possibile sistema planetario[modifica | modifica sorgente]

Nel 1996, un team di ricercatori guidato da George G. Gatewood (direttore dell'osservatorio Allengheny dell'Università di Pittsburgh) ha individuato un possibile pianeta attorno a Lalande 21185. Questo ipotetico sistema planetario fu individuato sulla base delle analisi delle perturbazioni nell'orbita della stella tra il 1930 e il 1984 dalla traccia del moto proprio della stella e confermato utilizzando dal 1998 fino ad oggi un fotometro astrometrico multicanale. Tuttavia, l'individuazione del pianeta non è stata ancora definitivamente confermata[8].

Il primo pianeta, il candidato b, sarebbe il più vicino alla stella e si troverebbe a 2,2 UA (circa 329 milioni di chilometri), pressappoco la stessa distanza alla quale si trova la cintura di asteroidi del nostro sistema solare. Dotato di una massa di 9/10 di Giove, avrebbe un'orbita pressoché circolare con un periodo di rivoluzione di 5,8 anni.

Il secondo pianeta, definito candidato c, si troverebbe a 11 UA (circa 1.644 milioni di chilometri), lontano dal piano orbitale del primo pianeta. Dotato di una massa pari a 1,6 unità gioviane, avrebbe anch'esso un'orbita circolare, con un periodo di rivoluzione di 30 anni. Se per qualche motivo la massa del secondo pianeta non fosse stata significativamente sottovalutata, vi potrebbe essere un terzo pianeta, il candidato d, che si troverebbe a oltre 11 UA, con una massa pari a quella di Giove, e con un lungo periodo orbitale[6].

La possibile presenza di pianeti con acqua liquida[modifica | modifica sorgente]

Nel settembre 2002 un gruppo di astronomi, (compreso l'italiano Cristiano Cosmovici, dell'Istituto di Scienza Planetaria) ha individuato l'emissione "maser" di acqua da 3 di 17 sistemi sospettati di ospitare pianeti, compreso Lalande 21185, utilizzando un radiotelescopio da 32 metri situato a Medicina, in provincia di Bologna. Le emissioni maser sono emissioni di microonde generate dall'atmosfera di un pianeta, quando questa viene eccitata dalla luce infrarossa della stella.

L'astronomo Hugh Jones (della Moore University di Liverpool) ha fatto notare, però, che il segnale dell'acqua eccitata potrebbe provenire dalla stella ospite piuttosto che dall'atmosfera di un pianeta; successive osservazioni telescopiche dovrebbero individuare l'esatta sorgente del segnale. Anche l'astronomo Geoff Marcy (dell'Università della California a Berkeley) ha aggiunto che l'emissione maser di acqua dall'atmosfera di un possibile pianeta era troppo debole per essere individuata dalla Terra, ma comunque affermava: "non è la prima volta che i pianeti extra-solari ci riservano delle sorprese"[9].

La zona abitabile di una stella della luminosità di Lalande 21185 si trova a una distanza compresa tra 0,139 e 0,272 UA, mentre la distanza alla quale un pianeta potrebbe possedere acqua liquida e condizioni simili a quelle della Terra dovrebbe essere posto a circa 0,22 UA[9]. Tuttavia a quella distanza la rotazione del pianeta verrebbe bloccata da enormi forze di marea che costringerebbero il pianeta a offrire sempre la stessa faccia alla stella.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ a b c The 100 nearest star systems RECONS
  2. ^ Magnitudine bolometrica; la magnitudine in luce visibile è 0,006 volte quella del Sole. Fonte Solstation.com
  3. ^ a b c Cenarro, A. J. et al., Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 374, n. 2, gennaio 2007, pp. 664–690. DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
  4. ^ J. García-Sánchez et al., Stellar encounters with the solar system in Astronomy and Astrophysics, vol. 379, n. 2, 2001, pp. 634–659. DOI:10.1051/0004-6361:20011330.
  5. ^ Demory, B.-O. et al., Mass-radius relation of low and very low-mass stars revisited with the VLTI in Astronomy and Astrophysics, vol. 505, n. 1, ottobre 2009, pp. 205–215. DOI:10.1051/0004-6361/200911976.
  6. ^ a b c Lalande 21185, Sol Company.
  7. ^ AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2012)
  8. ^ Henry et al., Photometric and Ca II H and K Spectroscopic Variations in Nearby Sun-like Stars with Planets. III in The Astrophysical Journal, vol. 531, n. 1, 1º marzo 2000, pp. 415–437. DOI:10.1086/308466.
  9. ^ a b Lalande 21185, Solstation. URL consultato il 10 dicembre 2012.

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