HE 0107-5240
| HE0107-5240 | |
|---|---|
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| Classificazione | gigante arancione |
| Distanza dal Sole | 36000 anni luce |
| Costellazione | Fenice |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 01h 09m 29,16s[1] |
| Declinazione | −52° 24′ 34,19″[1] |
| Lat. galattica | −64,4939°[1] |
| Long. galattica | 286,5333°[1] |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | log g 2,2[3] |
| Temperatura superficiale | 5100 K[3] (media) |
| Metallicità | [Fe/H]=−5,3 ± 0,2[2] |
| Età stimata | 12-13 miliardi di anni[2][4] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 15,17[1] |
| Nomenclature alternative | |
2MASS J01092916-5224341
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Coordinate: 
01h 09m 29.16s, -52° 24′ 34.19″
HE 0107-5240 è una stella gigante rossa[2] individuabile nella costellazione della Fenice. Dista circa 36000 al[2] dal Sole e fa parte dell'alone galattico. È una delle stelle a più bassa metallicità conosciute ([Fe/H] = −5,3 ± 0,2[2]), il che significa che possiede una quantità di ferro 200 000 volte inferiore a quella del Sole. Si tratta quindi di una delle prime stelle di popolazione II e probabilmente ha ricevuto i metalli che contiene dalla prima generazione di stelle dell'Universo, la popolazione III. È anche una delle stelle più vecchie conosciute con una età che si aggira intorno ai 12-13 miliardi di anni[2][4].
La stella ha una massa di 0,8 M☉[2]. Ciò sembra smentire l'accreditata teoria secondo la quale le prime stelle fossero molto massicce. È stato tuttavia suggerito che la stella potrebbe essersi formata da una nube di gas molto massiccia che ha dato origine a stelle di grande massa ma che si è frammentata in modo da permettere la nascita di stelle della massa di HE0107-5240[2]. Un'altra ipotesi è che il necessario mezzo per raffreddare la nube di gas da cui la stella si è originata in modo da determinarne il collasso è stato fornito non dai metalli, come di solito avviene, ma dall'idrogeno molecolare che doveva essere presente in gran quantità prima della reionizzazione dell'Universo[2]. Dato che la stella è molto ricca dei prodotti del ciclo CNO in rapporto al ferro posseduto e dato che essa è troppo poco massiccia perché il ciclo CNO possa essere avvenuto in maniera significativa al suo interno, è stato speculato che la stella avesse in origine una compagna più massiccia di 3-7 M☉ che l'ha contaminata dei prodotti del ciclo CNO durante la sua fase di gigante. La compagna dovrebbe essere diventata ora una invisibile nana bianca[5][6].
HE 0107-5240 fu scoperta nel 2002 da Norbert Christlieb e colleghi dell'università di Amburgo in Germania nell'ambito di un progetto per la ricerca di quasar poco luminosi tramite il Schmidt da 1m dell'ESO[2]. Fu poi osservata dal Telescopio 2,3m dell'Osservatorio di Siding Spring e dal Very Large Telescope in Cile[3]. Nonostante la sua bassa metallicità HE0107-5240 non è la stella più povera di metalli conosciuta: HE 1327-2326 ([Fe/H]=−5,4), scoperta nel 2005 sempre nell'ambito della ricerca dell'università di Amburgo[7], e SMSS J031300.36-670839.3 ([Fe/H] < −7,1) scoperta nel 2014[8], hanno percentuali di ferro ancora inferiori di quelle contenute in HE 0107-5240.
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b c d e 2MASS J01092916-5224341, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 6 giugno 2014.
- ^ a b c d e f g h i j k N. Christlieb et al., A stellar relic from the early Milky Way, in Nature, vol. 419, n. 6910, 2002, pp. 904-906, DOI:10.1038/nature01142. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ a b c N. Christlieb et al., HE 0107-5240, a Chemically Ancient Star. I. A Detailed Abundance Analysis, in The Astrophysical Journal, vol. 603, n. 2, 2004, pp. 708-728, DOI:10.1086/381237. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ a b HE 0107-5240, su SolStation. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ T. Suda et al., Is HE 0107-5240 A Primordial Star? The Characteristics of Extremely Metal-Poor Carbon-Rich Stars, in The Astrophysical Journal, vol. 611, n. 1, 2004, pp. 476-493, DOI:10.1086/422135. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ H. H. Lau, R. J. Stancliffe, C. A. Tout, Carbon-rich extremely metal poor stars: signatures of Population III asymptotic giant branch stars in binary systems, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 378, n. 2, 2007, pp. 563-568, DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.11773.x. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ A. Frebel et al., Nucleosynthetic signatures of the first stars, in Nature, vol. 434, 14 aprile 2005, pp. 871-873, DOI:10.1038/nature03455. URL consultato il 12 giugno 2014.
- ^ S. C. Keller, et al., A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3, in Nature, vol. 506, n. 7489, 9 febbraio 2014, pp. 463-466, DOI:10.1038/nature12990. URL consultato il 12 giugno 2014.
