Alnitak: differenze tra le versioni

|tipo = Stella

|lettera_stella = Zeta

|nome_stella = Alnitak

|sigla_costellazione = Ori

|immagine = Orion_Belt.jpg

|didascalia = La cintura[[Cintura di Orione]]: le tre stelle più luminose sono, a partire da sinistra, Alnitak, [[Alnilam]] e [[Mintaka]]. Sotto Alnitak si può osservare la [[nebulosa Testa di Cavallo]]

|categoria = [[supergigante blu]]/?/[[gigante azzurrablu]]

|ar=5h 40m = {{RA|5|40|45,52s52}}<ref name=SIMBAD>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=zeta+ori&submit=SIMBAD+search|titolo=Entry Zeta Ori presso SIMBAD|accesso=7 marzo 2011}}</ref>

|declinaz =-01° {{DEC|−1|56' |33,26"}}<ref name=SIMBAD/>

|epoca = J2000

|lat_galattica =-16° −16,5852°<ref name=SIMBAD/>

|long_galattica = 206°,4522°<ref name=SIMBAD/>

|classe_spettrale=O9,7Ib<ref name =Raassen/> / O9<ref.2Ib name=Hummel/> B1IV / B0III<ref name=HR1949Buyss/>

|tipo_variabile =

|periodo_variabile =

|designazioni_alternative_stellari = Alnitak, Al Nitak, Alnitah, [[Nomenclatura di Flamsteed|50 Orionis]], [[Catalogo HR|HR]] 1948/9, [[Bonner Durchmusterung|BD]] −02°,1338, [[Catalogo Henry Draper|HD]] 37742, [[Catalogo SAO|SAO]] 132444, [[Catalogo Hipparcos|HIP]] 26727, [[Catalogo delle componenti delle stelle doppie e multiple|CCDM]] J05408-0156AB.

|diametro_med=raggio_sole 27 800 000 = 20<ref name=Reimehummel2013/> / ?7,3<ref name=hummel2013/> ?/ km?

|parallassemoto_proprio =3,99 ±{{moto 0proprio|ar=3,79 [[milliarcosecondo99|mas]]dec=2,54}}<ref name=SIMBAD/>

|moto_propriovelocità_radiale = {{moto proprioM|ar=3,9918|decul=2,54km/s}}<ref name=SIMBAD/>

|}}

'''Alnitak''', ([[Nomenclatura di Bayer|ζ Ori / ζ Orionis / Zeta Orionis]]), è un [[sistema stellare]], formato da tre componenti, appartenente alla [[costellazione]] di [[Orione (costellazione)|costellazione di Orione]]. Alnitak ha una [[magnitudine apparente]] di +1,74, che ne fa la trentesima [[Lista delle stelle più brillanti del cielo|stella più brillante del cielo]] e la quinta stella in ordine di luminosità della costellazione di Orione dopo [[Rigel]], [[Betelgeuse]], [[Bellatrix]] e [[Alnilam]]. La stella principale del sistema è una [[supergigante blu]] molto calda e moltocon una magnitudine di +2,0 è la più luminosa stella di [[Classificazione_stellare#Classe_O|classe O]] del cielo notturno.

Posta circa 1° e mezzo sotto l'[[equatore celeste]], Alnitak, pur essendo una stella dell'[[emisfero celeste australe|emisfero australe]], è visibile da quasi tutte le [[latitudine|latitudini]], risultando non osservabile solo al [[polo nord]] e nelle regioni immediatamente circostanti. Essa appare molto bassa all'orizzonte nelle regioni [[Artide|artiche]] e [[Antartide|antartiche]] mentre mano a mano che si procede verso l'[[equatore]] essa appare sempre più alta nel cielo. Questa posizione, d'altra parte, rende Alnitak [[astro circumpolare|circumpolare]] solo nelle immediate vicinanze del [[polo sud]]: al polo sud, infatti, questa stella, pur essendo bassissima sull'[[orizzonte]] (1° e mezzo sopra), non tramonta mai, compiendo un giro completo durante la giornata tenendosi appena sopra di esso.

[[File:Alnitak.jpg|450pxupright=2|thumb|left|Alnitak è la stella più luminosa nella parte superiore della fotografia. Immediatamente a sinistra si osserva la [[Nebulosa Fiamma]], mentre in basso è posta la celebre [[Nebulosa Testa di Cavallo]]. Le altre due stelle visibili nella fotografia sono HD 38087 e HD 37903, rispettivamente di [[magnitudine apparente|magnitudine]] 8,2 e 7,8.]]

Alnitak fa parte dell'[[associazione OB]] [[Associazione Orion OB1|Orion OB1]], una delle associazioni OB meglio conosciute e studiate della [[volta celeste]]. Si tratta di una vastissima associazione cui appartengono almeno 10.&nbsp;000 stelle<ref name=Bally>{{cita pubblicazione|autore=J. Bally |titolo=Overview of the Orion Complex |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008hsf1.book..459B |rivista=Handbook of Star Forming Regions, Volume I: The Northern Sky ASP Monograph Publications| volume=4 |paginep=1 |anno=2008 |mese=dicembre| accesso=24 ottobre 2010}}</ref>. Fra queste ci sono alcune stelle particolarmente [[massa (fisica)|massicce]]: si calcola che a Orion OB1 appartenevano originariamente circa 30-100 stelle con una [[massa (fisica)|massa]] maggiore di {{M|8|ul=masse [[massa solare|M_☉]]solari}}. 10-20 di queste stelle sono già esplose in [[supernova]]e, dando vita ad ulteriori episodi di [[formazione stellare]]<ref name=Bally/>.

Orion OB1 viene suddivisa in vari sottogruppi: Alnitak farebbe parte, assieme alle due altre stelle brillanti della Cintura e alle stelle di colore azzurro di quarta e quinta magnitudine nelle loro vicinanze, del sottogruppo OB1b. Si stima che tale sottogruppo abbia un'età compresa fra gli 1,7 e gli 8 milioni di anni e che disti in media da noi circa {{M|400 [[parsec]]|ul=pc}}<ref name=Bally/><ref name=hummel2013/>.

Nei pressi di Alnitak si possono osservare numerose [[nebulosa|nebulose]] facenti parte del [[complesso nebuloso molecolare di Orione]], uno dei complessi nebulosi in assoluto più studiati. In particolare, poco a est di Alnitak è visibile la [[Nebulosa Fiamma]], mentre subito a sud è osservabile la [[nebulosa a emissione]] [[IC 434]], su cui si staglia la celebre [[Nebulosa Testa di Cavallo]] che ne oscura una parte. Questi complessi nebulosi sono posti a una distanza di circa 1500{{M|1 [[anno luce500|anni luce]]ul=al}}. Un tempo la distanza di Alnitak veniva stimata essere fra i 15001&nbsp;500 e i 1600 1&nbsp;600&nbsp;a.l. e quindi si pensava che fosse in qualche modo legata ad essi. Le misurazioni del [[Satellite artificiale|satellite]] [[Hipparcos]] l'hanno però posta a {{M|815 ± |16 [[anno luce|anni luce]]ul=al}}<ref name=Hipparcos/vanLeeuwen>{{cita epubblicazione ciò| lasciacognome=van pensareLeeuwen che| nonnome=F. ci| sianotitolo=Validation interazioniof direttethe franew AlnitakHipparcos ereduction i|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ5b0d09d09c0f&-out.add=.&-source=I/239/hip_main&recno=26709| complessirivista=[[Astronomy nebulosiand diAstrophysics]] cui| lavolume=474 vediamo| circondatanumero=2 | mese=Novembre | anno=2007 | pagine=653–664 | doi=10.1051/0004-6361:20078357}}{{arxiv|0708.1752 }}</ref>.

[[File:Alnitak sun comparisioncomparison.svg|thumb|left|Raffronto tra le dimensioni di Alnitak Aa ed il Sole.]]

Alnitak è una [[stella multipla]] formata da tre componenti. La principale, chiamata '''Alnitak Aa''', è una caldissima stella [[stella supergigante|supergigante]] [[Supergigante blu|blu]] di [[classe spettrale]] O9,7Ib<ref name=Raassen>{{cita pubblicazione|titolo=XMM-Newton observations of ζ Orionis (O9,7 Ib): a collisional ionization equilibrium model|autore= A. J. J. Raassen, K. A. van der Hucht, N. A. Miller, J. P. Cassinelli |anno=2007|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=478|paginepp=513-520|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2008A%26A...478..513R&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1051/0004-6361:20077891 |accesso=1º marzo 2011}}</ref>, che ha una [[temperatura]] superficiale diattorno 31.500ai ±{{M|30 1000000|1 [[Kelvin000|ul=K]]}}<ref name=hummel2013/><ref name=Feldmeier>{{cita pubblicazione|titolo=A possible origin for X-rays from O stars.|autore=A. Feldmeier, J. Puls, A. W. A. Pauldrach |anno=1997|rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=322|paginepp=878-895|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997A%26A...322..878F |doi= |accesso=6 marzo 2011}}</ref>. La sua [[Massa (fisica)|massa]] è stimata essere circauna 28trentina di volte [[massa solare|quella]] del Sole]]<ref name=Hummel>{{cita pubblicazione|titolo=ζ Orionis A is a Double Star|autore=C. A. Hummel, N. M. White, N. M.; Elias, A. R. Hajian, T. E. Nordgren |anno=2000|rivista=The Astrophysical Journal|volume=540|paginepp=L91-L93|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2000ApJ...540L..91H&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1086/312882 |accesso=1º marzo 2011}}</ref><ref name=hummel2013/> e il suo [[raggio (astronomia)|raggio]] 20 volte [[raggio solare|quello solare]]<ref name=Reime>{{cita pubblicazione|titolo=Effective temperatures, and radii of luminous O and B stars - A test for the accuracy of the model atmospheres|autore= H. Remie, H. J. G. L. M. Lamers |anno=1982|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=105|paginepp=85-97|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982A&A...105...85R|doi= |accesso=1º marzo 2011}}</ref>. Essendo così massiccia, Alnitak Aa è molto luminosa: nella banda del [[Spettro visibile|visibile]] la sua [[Luminosità (fisica)|luminosità]] è 10.&nbsp;500 volte [[Luminosità solare|quella solare]]<ref name=SOL/>; tuttavia, essendo molto calda, la stella emette la maggior parte della sua [[radiazione]] nell'[[ultravioletto]]: se viene preso in considerazione questo fattore, la luminosità di Alnitak Aa sale a 80.&nbsp;000 volte quella del Sole<ref name=Lamers/>.

[[File:Alnitak4.jpg|thumb|right|240px|La coppia AB di Alnitak risolta ai [[raggi X]] dal telescopio spaziale [[Chandra X-ray Observatory|Chandra]].]]

Che la stella principale abbia una compagna è conosciuto da almeno il [[1819]]: quell'anno, infatti, l'[[astronomo]] dilettante [[George K. Kunowsky]] riconobbe essere Alnitak una [[stella doppia]]<ref name=allen3145>Richard Hinckley Allen, ''Star-names and their meanings'' (1936), p. 314-15.</ref>. Questa compagna della principale, chiamata '''Alnitak B''', è una [[stella gigante|gigante]] [[gigante blu|blu]] di classe B0III<ref name=HR1949>{{cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=HR%201949|titolo=Entry HR 1949 presso SIMBAD|accesso=2 marzo 2011}}</ref>, separata da 2,3 [[secondo (geometria)|secondi d'arco]]<ref name=Hummel/>. Essa ha magnitudine apparente 4,2<ref name=HR1949/>, sicché sarebbe visibile a occhio nudo dalla Terra se non fosse così vicina alla sua più luminosa compagna. La coppia è comunque risolvibile tramite [[telescopio|telescopi]].

La coppia orbita intorno al suo comune [[centro di massa]] in 1500 anni<ref name=SOL/> circa ed è forse separata da 680 [[Unità astronomica|UA]] (circa 102 miliardi di km)<ref name=6OVBS>{{cita web|url=http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html|titolo=Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars|accesso=2 marzo 2011|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090412084731/http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html|dataarchivio=12 aprile 2009|urlmorto=sì}}</ref>. L'orbita è moltorelativamente [[Eccentricità orbitale|eccentrica]] (''e''=0,07<ref name=6OVBS/>) ed è inclinata rispetto alla nostra visuale di 72,0°<ref name=6OVBS/>.

Alnitak B dovrebbe avere una massa pari a 14-15 volte quella del Sole<ref name=Kaler/><ref name=hummel2013/> e una luminosità, considerando anche la radiazione ultravioletta, pari a 1.&nbsp;100 volte quella solare<ref name=SOL/>.

Fin dagli [[anni 70|anni settanta]] si sospettava che la principale fosse in realtà una [[binaria spettroscopica]]<ref>{{cita pubblicazione|autore=R. Hanbury Brown, J. Davis, L. R. Allen |titolo=The angular diameters of 32 stars |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1974MNRAS.167..121H |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume=167 |paginepp=121-136 |anno=1974 | accesso=2 marzo 2011}}</ref>. La conferma è arrivata nel [[1998]] da parte di un team di studiosi che si è basato su misurazioni [[interferometro|interferometriche]] compiute presso l'[[Osservatorio Lowell]]<ref name=Hummel/>. Questa ulteriore componente del sistema, chiamata '''Alnitak Ab''', è separata da appena 42 [[milliarcosecondo|mas]]<ref name=Hummel/> da Alnitak Aa, che a una distanza di 8151260 anni luce, corrispondono a 1116 UA, anche se l'alta [[eccentricità orbitale]] (e=0,338) porta le due componenti ad avvicinarsi fino a 9,5 UA<ref name=Hummelhummel2013/>. Le caratteristiche di Alnitak Ab non sono ben conosciute, ma essa dovrebbe avere una classe spettrale similenon troppo dissimile a quella di Alnitak Aa e quindi appartenere alle ultimeprime sottoclassi della classe OB<ref name=HummelBuyss/>. Essa è una stella di magnitudine apparente 4,3<ref name=HummelBuyss/> che sarebbe anch'essa visibile a occhio nudo se non fosse così vicina alla sua più potente compagna.

La massa ipotizzata di Alnitak Ab è 23{{M|14|ul=masse [[massa solare|M_☉]]solari}}<ref name=Hummelhummel2013/> e la sua luminosità è stimata essere {{M|1. 300 [[luminosità solare|L_☉]]ul=LS}}<ref name=SOL/>. Data la notevole massa delle due componenti e la loro relativa vicinanza si può assumere un [[Periodo di rivoluzione|periodo orbitale]] di pochi anni (l'ipotesi del team dell'Osservatorio Lowell è 7,64 anni)<ref name=HummelBuyss/>.

Alnitak è una fonte di [[raggi X]], come molte stelle di classe spettrale O e B. Essi rappresentano un decimilionesimo della [[radiazione]] totale emanata dalla stella<ref name=Cohen>{{cita pubblicazione|titolo=Wind signatures in the X-ray emission-line profiles of the late-O supergiant ζ Orionis|autore=D. H. Cohen, M. A. Leutenegger, k. T. Grizzard, C. L. Reed, R. H. Kramer, S. P. Owocki |anno=2006|rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=368|paginepp=1905-1916|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006MNRAS.368.1905C&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10259.x |accesso=5 marzo 2011}}</ref>. Non è stata riscontrata alcuna variabilità nel flusso di raggi X né sul breve né sul lungo periodo<ref>{{cita pubblicazione|titolo=A long-term X-ray variability study of the O-type stars σ Orionis and ζ Orionis.|autore=T. W. Berghoefer, J. H. M. M. Schmitt |anno=1994|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=290|paginepp=435-442|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...290..435B|doi= |accesso=6 marzo 2011}}</ref>.

Una delle teorie più popolari che cerca di risolvere il problema è quella secondo cui i raggi X siano prodotti dalle turbolenze nel [[vento stellare]] che si diparte dalla superficie a velocità molto alte (anche oltre i {{M|2. 000&nbsp;|ul=km/s}}). Le collisioni ad altissima velocità riscaldano il gas del vento stellare portandolo a temperature abbastanza elevate da emettere nella banda dei raggi X. Tuttavia questa teoria non ha ricevuto un consenso unanime e sono stati proposti meccanismi alternativi.

Per quanto riguarda Alnitak, da questa stella si diparte un vento stellare avente una velocità di {{M|2.100 ± 100|150&nbsp;|ul=km/s}}<ref name=Lamers>{{cita pubblicazione|titolo=What are the mass-loss rates of O stars?|autore=H. J. G. L. M. Lamers, C. Leitherer |anno=1993|rivista=Astrophysical Journal|volume=412|paginepp=771-791|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...412..771L|doi=10.1086/172960 |accesso=5 marzo 2011}}</ref>(1.885&nbsp;km/s, secondo un'altra misurazione<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Long- and short-term variability in O-star winds. I. Time series of UV spectra for 10 bright O stars.|autore=L. Kaper, H. F. Henrichs, J. S. Nichols, L. C. Snoek, H. Volten, G. A. A. Zwarthoed |anno=1996|rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement |volume=116|paginepp=257-287|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26AS..116..257K |doi= |accesso=6 marzo 2011}}</ref>), che è responsabile di una perdita di massa che è stimata essere 2,51 × 10⁻⁶ M_☉ all'anno<ref name=Lamers/>. Quest'ultimo valore non è eccezionale per una supergigante, ma è molto elevato se raffrontato alla perdita di massa dovuta al [[vento solare]] nella nostra stella: il Sole perde infatti in un anno una massa circa 20 milioni di volte inferiore a quella perduta da Alnitak. La grande maggioranza degli studiosi ritiene le collisioni del gas che forma questo veloce vento stellare sia responsabile delle emissioni di raggi X della stella<ref name=Raassen/><ref name=Cohen/>. Tuttavia sono state proposte spiegazioni alternative, implicanti la presenza di un campo magnetico<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Chandra Discovers a Very High Density X-Ray Plasma on the O Star ζ Orionis|autore=W. L. Waldron, J. P. Cassinelli |anno=2001|rivista=The Astrophysical Journal|volume=548|paginepp=L45-L48|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2001ApJ...548L..45W&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1086/318926 |accesso=5 marzo 2011}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|titolo=A new paradigm for the X-ray emission of O stars from XMM-Newton observations of the O9.7 supergiant ζ Orionis|autore=A. M. T. Pollock |anno=2007|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=463|paginepp=1111-1123|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2007A%26A...463.1111P&db_key=AST&nosetcookie=1|doi=10.1051/0004-6361:20053838 |accesso=5 marzo 2011}}</ref>. Ovviamente, visto che la zona convettiva di Alnitak non è superficiale, bisogna pensare che esistano altri meccanismi di generazione del campo magnetico perché una ipotesi simile abbia una qualche plausibilità.

[[File:Uranometria orion.jpg|200px|thumb|left| Una rappresentazione del gigante [[Orione (mitologia)|Orione]] tratta da [[Uranometria]] di [[Johann Bayer]], 1603. Si notino le tre stelle che formano la [[Cintura di Orione|Cintura]].]]

Presso i [[clan]] di [[etnia Seri]] del nordovest del [[Messico]] le tre stelle erano conosciute collettivamente come "Hapj" (un nome che denota un cacciatore). Singolarmente invece esse venivano chiamate "Hap" ([[Odocoileus hemionus|Cervo Mulo]]), "Haamoja" ([[Antilocapra americana|Antilocapra]]) e "Mojet" ([[Ovis canadensis|Bighorn]]). "Hap" è Alnilam ed è stata ferita dal cacciatore; il suo sangue è gocciolato sull'[[isola di Tiburón]]<ref>{{Cita libro |cognome=Moser |nome=Mary B. |coautori=Stephen A. Marlett |titolo=Comcáac quih yaza quih hant ihíip hac: Diccionario seri-español-inglés |url=http://lengamer.org/admin/language_folders/seri/user_uploaded_files/links/File/DiccionarioSeri2005.pdf |anno=2005 |editore=Universidad de Sonora and Plaza y Valdés Editores |città=Hermosillo, Sonora and Mexico City|lingua=spagnoloes, e ingleseen}}</ref>.

{{<references|2}}/>

* [[Orione (astronomia)|Costellazione di Orione]]

* {{en}} [https://web.archive.org/web/20061130102228/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/alnitak.html Alnitak] ''Stars''