Oggetto del mese – Aldebaran

Generalità

E’ una stella appartenente alla costellazione del Toro. Con magnitudine 0,98 è la stella più luminosa della costellazione, nonché la 14° più luminosa nel cielo notturno. Ha Diametro medio 61,12 milioni di km ed è distante 65 al dalla Terra. Si tratta di una gigante arancione di classe spettrale K5III, circa 500 volte più luminosa del Sole ed una quarantina di volte più grande. Si tratta in realtà di una stella doppia, giacché possiede una piccola e debole compagna.

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 ad 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.

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.

Luminosità comparata nel tempo

La velocità radiale di Aldebaran è +54,11 km/s. Ciò significa che si sta allontanando da noi a una velocità superiore a quella di tutte le altre stelle di prima magnitudine. Delle 300 stelle più luminose della volta celeste solo tre hanno una velocità radiale positiva superiore a quella di Aldebaran. Ne segue che in tempi passati Aldebaran, essendo più vicina alla Terra, appariva più luminosa di quanto non appaia adesso. In particolare, nel periodo che intercorre fra 420.000 e 210.000 anni fa, Aldebaran è stata la stella più luminosa del cielo notturno, prima di essere superata da Capella.

Raggio

Aldebaran è forse la stella il cui raggio è stato maggiormente misurato e studiato. Questa dovizia di misurazioni è determinata da tre caratteristiche combinate: grandi dimensioni, relativa vicinanza della stella alla Terra e occultazioni lunari. Tutti questi fattori facilitano la misura del raggio; in particolare l’occultazione lunare può essere sfruttata nel calcolo 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 abbondanza di misurazioni, i diversi studi presentano ancora risultati discordanti.

Il più importante studio dedicato alla misura del raggio di Aldebaran è probabilmente quello di Richichi & Roccatagliata (2005). Lo studio che combina risultati ottenuti tramite il metodo dell’occultazione a risultati ottenuti tramite misurazioni interferometriche. La misura media ottenuta tramite le occultazioni lunari da parte dei due studiosi è 19,95±0,03 mas (milliarcosecondo); mentre quella ottenuta tramite l’interferometro è 19,98±0,05 mas. La media diventa 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.

Se Aldebaran fosse al posto del Sole, occuperebbe metà dell’orbita di Mercurio e apparirebbe dalla Terra come un disco di 20° di diametro.

Analisi spettrale

In astronomia le stelle vengono classificate in base al proprio spettro e conseguentemente alla temperatura superficiale. Nel diagramma HR si mette in relazione la temperatura con la luminosità della stella. La linea centrale è detta sequenza principale e comprende la maggior parte delle stelle.

Aldebaran è una stella vecchia che ha lasciato da tempo la sequenza principale. La sua classe è K5III, ovvero:

  • K: colore della stella
  • 5: sottoclasse di temperatura
  • III: luminosità della stella

Le linee di assorbimento di H sono meno evidenti, mentre si possono notare elementi più pesanti.

 

 

Infra è allegata la presentazione su Aldebaran del 6 marzo 2017 a cura di Massimiliano Guazzardi e Gabriele Garreffa.

Aldebaran

M 82 Galassia Sigaro

La forma allungata ricorda un sigaro e da qui il suo nome dista da noi circa 12 milioni di anni luce. Conosciuta come starbust per via dell’interazione con M 81 la prima delle quali avvenuta circa 250 milioni di anni fa l’ultima delle quali 4/6 milioni di anni, queste interazioni vengono datate in questo modo per l’intensa formazione di stelle che si stimano nate in quelle epoche. Viene catalogata come galassia irregolare fino al 2005 quando vengono osservati all’infrarosso due bracci simmetrici. Con M81 fa parte dell’omonimo gruppo  che comprende 34 galassie situate tutte  nella costellazione dell’orsa distante in media 11,5 milioni di anni luce. E’ il gruppo di galassie più vicino al gruppo locale.

68 Leto

Era stato scelto questo oggetto in quanto la notte di Natale sarebbe transitato vicinissimo all’ammasso aperto M37 di mag. 5,6 nella costellazione dell’Auriga, il più esteso degli ammassi della costellazione, individuabile con facilità 5 gradi a SSW della stella Theta Aurigae.

Nella mappa, il percorso dell’asteroide (con indicato, inoltre, il tragitto dell’asteroide 22 Calliope) per individuarlo nel cielo. (fonte:  Il cielo del mese -Dicembre 2016, Unione Astrofili Italiani)

68 Leto è un asteroide appartenente alla Fascia principale, regione del Sistema Solare tra i pianeti Marte e Giove, densamente popolata da numerosi corpi detti asteroidi o pianeti minori.

È un asteroide di tipo S, ossia composto soprattutto da silicati (nichel, ferro e magnesio), da cui la sigla, moderatamente brillante (albedo 0,22).

Ha un diametro di circa 122-124 km, una massa di circa 3,28×1018 kg, un periodo di rotazione di circa 15 ore, una velocità orbitale media di 18 km/s, un periodo di 4,64 anni; la magnitudine assoluta è pari a 6,78. Al perielio si trova a circa 2,26 UA, mentre all’afelio la distanza è di circa 3,30 UA.

Leto fu scoperto il 29 aprile 1861 dall’astronomo tedesco Karl Theodor Robert Luther presso l’Osservatorio di Düsseldorf.

Fu battezzato così in onore di Leto, madre dei gemelli Apollo e Artemide nella mitologia greca.

Der Name ist durch Herrn Prof. Argelander, Herrn Dr. Krueger and Herrn Tiele in Bonn, wie mir scheint, sehr glücklich gewählt.” [The name is due to Prof. Argelander, Dr. Krueger and Mr. Tiele in Bonn, it seems to me very well chosen.] (Karl Theodor Robert Luther, Astronomische Nachrichten, 55, 191.).

Nella foto, scattata dal socio Aldo Proietti, l’asteroide è indicato dalle due frecce.

dati tecnici:

data 30.11.2016

ora centro posa 22h 58m 41s

astrografo RILA 325/1850

CCD Apogee Alta U16M ABG

pixel 9 micron 4096×4096

binning 2×2

temperatura – 25° C

posa 300 sec. senza guida

 

centro immagine:

AR : 6h 17m

Dec : +30° 57’

 

campo immagine:

1°10’x1°10’

 

magnitudine dell’asteroide: 11a

Le Pleiadi

Pleiadi
Pleiadi – Rossella Fava

Ammasso aperto visibile nella costellazione del Toro. Conosciute anche come le 7 sorelle; chioccietta, e conosciuta come oggetto M45 nel catalogo di Messier. 5-6 stelle sono visibili ad occhio nudo anche da un cielo mediamente inquinato; sotto un cielo pulito se ne possono vedere fino a 12, con un binocolo l’ammasso appare già molto definito con strumenti più performanti invece si potranno vedere i dettagli e non l’insieme. le stelle sono circondate da nebulose a riflessione. L’ammasso è formato per lo più da stelle bianche o blu molto luminose. Si trova nell’emisfero boreale a circa 24 gradi nord di declinazione, quindi osservabile da tutte le aree popolate della terra; a nord del circolo polare appare circumpolare mentre ad 1 grado N dal tropico del Cancro si possono osservare allo zenith. Nell’emisfero nord è visibile da metà autunno all’inizio della primavera, in quello sud è un oggetto tipico del cielo estivo. Siccome sono poste a soli quattro gradi dall’eclittica sono frequenti transiti e occultazioni con corpi del Sistema Solare. molto frequenti quelli con la Luna, meno con i pianeti anche se più facile con quelli interni: affascinate il transito di marte che mette in contrasto il suo colore rosso con il peculiare azzurro dell’ammasso.

In giapponese Subaru.

Nel 1767 John Mitchel calcolò che la probabilità che l’allineamento fosse fortuito sarebbe stata 1 su 500000 quindi ne dedusse che erano fisicamente correlate. Messsier la inserì nel suo catalogo del 1771 come M45. fatto strano, ma non unico (ad es.:nebulosa di Orione o ammasso del Presepe), perché difficilmente si può scambiare per una cometa, probabilmente era in competizione con Nicolas Luis de Lacaille che nel 1755 compilò un catalogo con 42 oggetti.

Ha un’età stimata di 100 milioni anni ed avendo stelle poco dense si pensa che la sua vita sarà di altri 250 milioni. Il nucleo ha un raggio di 8 anni Luce mentre l’area interessata è circa di 43 anni luce. Ha un  contenuto di circa 800 masse solari. Sebbene la popolazione sia abbastanza uniforme contiene anche diverse nane bianche (probabilmente nane bianche per “sottrazione”)  e parecchie nane brune (con massa inferiore all’8% della massa solare) che sebbene rappresentano il 25 % del numero di stelle incidono solo per il 2 % sulla massa totale.

Le stelle sono contornate da Nebulose a riflessione la più intensa è catalogata come NGC 1435 ed avvolge Mereope a nord dell’ammasso e NGC 1432 che avvolge le stelle più occidentali. Le nebulose non sembrano essere il rimasuglio del processo di formazione perché in 100 milioni anni (età generalmente accettata) tutta la polvere o quasi dovrebbe essere dispersa dalla pressione di radiazione (venti solari). e’ molto più facile che siano dovute al transito nel mezzo interstellare polveroso, il tutto può essere confermato dal fatto che hanno differenti velocità radiali.

La costellazione del Toro
La costellazione del Toro

Precedentemente alle misurazioni del satellite Hipparcos (Esa 1980) le pleiadi erano stimate a 135 parsec, le misurazioni da esso effettuate erano di 118 parsec dopo le correzioni dovute ad un errore di calcolo la distanza venne aggiornata a 122 parsec cioè 339 anni luce. Hubble misura invece 135 parsec (440 anni luce circa) ma Hubble misurò su una sola stella mentre Hipparcos la media di 54 stelle. Nell’agosto del 2014 NRAO tramite una rete mondiale di radiotelescopi ha misurato la distanza in 443 anni luce che ad oggi è ritenuta la stima più precisa.

L’immagine è stata realizzata nel settembre del 2010 da Rossella Fava, utilizzando una Canon 7D non modificata su un riflettore newton Vixen R150S (150F5); si tratta di una somma, tramite PS, di 6 pose da 30″ non guidate e calibrate con 5 dark frames.

M11

M11

M11 è un ammasso aperto visibile nella costellazione dello Scudo, posta tra la costellazione dell’Aquila e quella del Sagittario. Fu scoperto nel 1681 da Gottfired Kirch, un astronomo tedesco, e incluso da Messier nel proprio catalogo nel 1764.

Viene anche chiamato Ammasso delle Oche Selvatiche: questo nome è dovuto all’ammiraglio William Henry Smyth, un astronomo britannico che fondò nel 1825 un osservatorio privato a Bedford equipaggiandolo con un rifrattore da 150mm. L’ammiraglio battezzò M11 con questo nomignolo in quanto gli ricordava uno stormo di oche durante le migrazioni.

Composto da più di 2900 stelle, di cui 400 di magnitudine superiore alla 14, dista 6000 anni luce dalla terra e ha un’età di 250 milioni di anni.

Scutum

M11 è facilmente individuabile attraverso il cercatore, apperando come una macchina lattiginosa mentre al telescopio è risolvibile in stelle. Essendo la costellazione dello Scudo povera di stelle appariscenti è consigliabile individuare dapprima la zona partendo da Altair per poi spostarsi su ð (delta) aquilae, da qui si scende a gamma aquilae e a 12 aquilae. Spostandosi in ascensione retta si raggiunge Eta Scuti; M11 si pone al vertice di un triangolo isoscele i cui due vertici sono Eta Scuti e Beta Scuti.

L’immagine dell’ammasso, ripresa il 27 agosto 2014 da Simone Martina, è stata realizzata con la tecnica LRGB attraverso un Vixen ED102SS dotato di CCD SBIG ST-8XME su montatura equatoriale EQ-G. Si tratta di una somma di 41 immagini secondo la seguente tabella:

  • 7 pose con filtro Rosso BIN 1×1 da 135″
  • 7 pose con filtro Verde BIN 1×1 da 178″
  • 7 pose con filtro Blu BIN 1×1 da 180″
  • 20 pose con filtro UV-IR Cut BIN 1×1 da 180″

I singoli frame, dopo essere stati calibrati con gli opportuni bias, dark e flat, sono stati posti i stacking con algoritmo SD-mark. In seguito, tramite Maxim DL, è stato rimosso il blooming, applicato uno strech max log, un digital development con matrice custom 3×3 di tutti 0 e un 1 nell’elemento centrale, il filtro Kernel low pass e una desaturazione dei colori tramite Camera Raw di Adobe Photoshop CS5.

Poiché l’oggetto è localizzato prospetticamente in mezzo alla Via Lattea, è circondato da altri oggetti tipici della zona, tra cui 3 nebulose oscure dal catalogo di Barnard: B112, B111, B320.

Barnard intorno a M11