Ross 128

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Ross 128
Ross 128
Virgo IAU.svg
Artist's impression of the planet Ross 128 b.jpg
Rappresentazione artistica di Ross 128 vista dal pianeta terrestre che le orbita attorno
Scoperta 1925
Scopritore Frank Elmore Ross[1]
Classificazione Nana rossa
Classe spettrale M4 V[2]
Tipo di variabile a brillamento[2]
Distanza dal Sole 11,09 a.l. (3,4 pc)[3]
Costellazione Vergine
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 11h 47m 44,4s
Declinazione 0° 48′ 16,4″
Lat. galattica 270,1471
Long. galattica +59,5591
Sistema planetario sì (b)
Dati fisici
Diametro medio 272 800 km
Raggio medio 0,196 R
Massa
3,34 × 1029 kg
0,168 M
Periodo di rotazione ~100 giorni
Temperatura
superficiale
(3 192 ± 60) K (media)
Luminosità
3,62 × 10−3  L
Indice di colore (B-V) B-V: 1,752
Metallicità [Fe/H]: -0,02 ± 0,08
Età stimata (9,45 ± 0,60) × 109 anni[4]
Dati osservativi
Magnitudine app. +11,153
Magnitudine ass. +13,51[5]
Parallasse 295,80 ± 0,54 mas
Moto proprio AR: 607,179 mas/anno
Dec: -1222,692 mas/anno
Velocità radiale (−31,173 ± 0,087) km/s
Nomenclature alternative
FI Virginis, GCTP 2730, Gliese 447, G 010-050, LHS 315, HIP 57548, PM I11477+0048.[2]

Coordinate: Carta celeste 11h 47m 44.4s, +00° 48′ 16.4″

Ross 128, o FI Virginis, è una stella variabile che si trova a circa 11 anni luce dal Sole, nell'area est della costellazione della Vergine, poco a sud-est di β Virginis. Non osservabile ad occhio nudo, la stella fu scoperta nel 1925 da Frank Elmore Ross.[1]

È una nana rossa, attorno alla quale è stato scoperto un pianeta di tipo roccioso, che potrebbe presentare caratteristiche adeguate a consentire l'esistenza di acqua liquida sulla superficie.

Il sistema di Ross 128 è tra i più vicini alla Terra; il suo moto all'interno della Via Lattea, inoltre, lo porterà ad avvicinarsi ulteriormente al sistema solare: tra 71 000 anni, all'epoca del massimo avvicinamento, i due sistemi disteranno 6,2 anni luce.[6] In virtù di ciò, la stella è anche chiamata Proxima Virginis.[3]

Osservazione[modifica | modifica wikitesto]

Ross 128 è situata nell'area est della costellazione della Vergine, poco a sud-est di β Virginis. Appartiene all'emisfero celeste boreale, molto in prossimità dell'equatore celeste, dal quale dista meno di 1°; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra. Tuttavia, con una magnitudine apparente di +11,15 e una assoluta di +13,5 risulta troppo debole per essere osservata ad occhio nudo.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]

Distanza delle stelle più vicine alla Terra da 20 000 anni fa a 80 000 anni nel futuro.

Ross 128 è una nana rossa di tipo spettrale M4 V[2] che possiede circa il 16,8% della massa solare, il 19,6% del suo diametro e una luminosità pari a circa a 36/10 000 di quella solare,[4] con la maggior parte dell'energia irradiata nell'infrarosso. La temperatura efficace della superficiale della stella è di (3 192 ± 60) K.[4] Ciò determnina il suo colore arancione scuro/rosso, tipico delle stelle di tipo M.

Ross 128 è una vecchia stella del disco della Via Lattea, con un'orbita prossima al piano galattico e una bassa metallicità, pari a [Fe/H] = (-0,02 ± 0,08) , cui corrisponde una scarsa abbondanza di elementi differenti da idrogeno ed elio.[4]

È classificata come stella a brillamento,[2] ovvero è una stella variabile in cui avvengono improvvisi e intensi aumenti di luminosità della durata di alcuni minuti.[7] Tuttavia, poiché i brillamenti si manifestano con una frequenza relativamente bassa, si ritiene che Ross 128 sia in una fase avanzata di evoluzione da un punto di vista magnetico. Ciò avrebbe determinato una riduzione del numero dei fenomeni di riconnessione magnetica che sarebbero all'origine dei brillamenti stellari, ma a ciò non sarebbe corrisposta una riduzione dell'energia complessivamente emessa durante tali eventi.[8]

Moti spaziali[modifica | modifica wikitesto]

Ross 128 mostra un moto proprio notevole rispetto alle stelle di fondo, similmente a quanto avviene per stelle luminose, come Sirio, Arturo e α Centauri. Nel corso dei secoli questo causa un lento spostamento della posizione apparente della stella; stelle di questo tipo vengono chiamate stelle ad elevato moto proprio.[9]

Ross 128 orbita attorno al centro della Via Lattea con un'eccentricità di 0,122: la sua distanza dal centro galattico varia dunque tra 26 800 e 34 200 anni luce (corrispondenti a 8,2 e 10,5 kpc, rispettivamente).[10] L'orbita percorsa dalla stella la sta portando ad avvicinarsi progressivamente al Sistema solare. Il massimo avvicinamento avverrà approssimativamente tra 71 000 anni, quando i due sistemi si troveranno a (6,233 ± 0,085) a.l., pari a (1,911 ± 0,026) pc, di distanza.[6]

Ne è stata valutata l'appartenenza all'Associazione dell'Orsa Maggiore, che sembrerebbe da escludere.[11]

Sistema planetario[modifica | modifica wikitesto]

Attorno a Ross 128 orbita un pianeta terrestre, di dimensioni simili a quelle della Terra e forse con temperature superficiali confrontabili con quelle del nostro pianeta. È stato scoperto nel 2017,[3] con il metodo delle velocità radiali, attraverso lo strumento HARPS dell'ESO.[12]

Una ricerca, i cui risultati sono stati resi noti nel 2000, condotta con il telescopio spaziale Hubble non ha dato evidenza dell'esistenza di oggetti di tipo gioviano o di nane brune orbitanti attorno alla stella ad una distanza superiore ad una unità astronomica.[13] Inoltre, sembrerebbe esclusa la presenza di uno spesso disco di detriti attorno alla stella, non avendo essa il tipico incremento nell'emissione nell'infrarosso che l'accompagnerebbe.[14][15]

Prospetto[modifica | modifica wikitesto]

Segue un prospetto dei componenti del sistema planetario di Ross 128.

PianetaTipoMassaPeriodo orb.Sem. maggioreEccentricitàScoperta
bSuper Terra> 1,35 M9,86 giorni0,049 UA0,0362017[3]

Segnale radio[modifica | modifica wikitesto]

Il 12 maggio 2017 alcuni ricercatori hanno raccolto dei segnali anomali utilizzando il radiotelescopio dell'osservatorio di Arecibo. Abel Méndez, un astrobiologo dell'università di Porto Rico ad Arecibo, ha detto che la stella è stata osservata per 10 minuti, durante i quali il segnale raccolto era "quasi periodico".[16] Gli studi successivi hanno chiarito l'origine dei segnali, riconosciuti come provenienti da satelliti di comunicazione in orbita geostazionaria.[17]

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ a b F. E. Ross, 1926.
  2. ^ a b c d e SIMBAD.
  3. ^ a b c d X. Bonfils et al., 2017.
  4. ^ a b c d A. W. Mann, et al., p. 92, 2015. Identificata come PM I11477+0048.
  5. ^ (EN) The One Hundred Nearest Star Systems, Research Consortium on Nearby Stars, 1 gennaio 2012. URL consultato il 15 novembre 2017.
  6. ^ a b (EN) J. García-Sánchez et al., Stellar encounters with the solar system, in Astronomy and Astrophysics, vol. 379, nº 2, 2001, pp. 634–659, DOI:10.1051/0004-6361:20011330.
  7. ^ (EN) W. E. Kunkel, Solar neighborhood flare stars - A review, in Variable stars and stellar evolution; Proceedings of the Symposium, Moscow, USSR, July 29-August 4, 1974, Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., 1975, pp. 15-46. URL consultato il 15 novembre 2017.
  8. ^ (EN) Andrew Skumanich, Some evidence on the evolution of the flare mechanism in dwarf stars, in Astrophysical Journal, Part 1, vol. 309, 15 ottobre 1986, pp. 858-863, DOI:10.1086/164654. URL consultato il 15 novembre 2017.
  9. ^ ESA :Hipparcos Site, High-Proper Motion Stars (2004), su cosmos.esa.int. URL consultato il 15 novembre 2017. Nella tabella esemplificativa, Ross 128 è identificata come HIP 57548.
  10. ^ (EN) C. Allen e M. A. Herrera, The Galactic Orbits of Nearby UV Ceti Stars, in Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica, vol. 34, 1998, pp. 37–46. URL consultato il 15 novembre 2017.
  11. ^ (EN) Jeremy R. King et al., Stellar Kinematic Groups. II. A Reexamination of the Membership, Activity, and Age of the Ursa Major Group, in The Astronomical Journal, vol. 125, nº 4, aprile 2003, pp. 1980-2017, DOI:10.1086/368241. Identificata come GJ 447.
  12. ^ Redazione eso, Pacata è la stella, mite il suo pianeta, Media INAF, 15 novembre 2017. URL consultato il 15 novembre 2017.
  13. ^ (EN) Daniel Schroeder et al., A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2, in The Astronomical Journal, vol. 119, nº 2, 2000, pp. 906-922, DOI:10.1086/301227.
  14. ^ (EN) M. Jura et al., Mid-Infrared Spectra of Dust Debris around Main-Sequence Stars, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 154, nº 1, settembre 2004, pp. 453-457, DOI:10.1086/422975. URL consultato il 15 novembre 2017.
  15. ^ (EN) T. N. Gautier III et al., Far-Infrared Properties of M Dwarfs, in The Astrophysical Journal, vol. 667, nº 1, settembre 2007, pp. 527-536, DOI:10.1086/520667. URL consultato il 15 novembre 2017.
  16. ^ Planetary Habitability Laboratory (University of Puerto Rico at Arecibo), Strange Signals from the Nearby Red Dwarf Star Ross 128.
  17. ^ (EN) Abel Mendez, The Weird! Signal, su Planetary Habitability Laboratory, University of Puerto Rico at Arecibo, 21 luglio 2017. URL consultato il 21 luglio 2017.

Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

Le 20 stelle più vicine al sistema solare
α Centauri (Proxima · A · B) · Stella di Barnard · Wolf 359 · Lalande 21185 · Sirio (B) · Luyten 726-8 · Ross 154 · Ross 248 · ε Eridani · Lacaille 9352 · Ross 128 · EZ Aquarii · Procione · 61 Cygni · Gliese 725 · Groombridge 34 · ε Indi · DX Cancri · τ Ceti · Gliese 1061
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