55 Cancri

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La stella primaria, 55 Cancri A, è una stella gialla di dimensioni contenute, sulla [[sequenza principale]], di [[classe spettrale]] G8V; è appena più piccola del Sole, e dunque è più fredda e meno luminosa. Possiede una variazione di luminosità minima, e solo a bassa emissione dalla sua [[cromosfera]] [2].
La stella primaria, 55 Cancri A, è una stella gialla di dimensioni contenute, sulla [[sequenza principale]], di [[classe spettrale]] G8V; è appena più piccola del Sole, e dunque è più fredda e meno luminosa. Possiede una variazione di luminosità minima, e solo a bassa emissione dalla sua [[cromosfera]] [2].
55 cancri A sembra essere più ricca del Sole di elementi più pesanti dell'[[elio]], con una percentuale di [[ferro]] del 186% rispetto alla nostra Stella, al punto da venire classificata come una rara "stella super-ricca in metalli" (SMR). Tale abbondanza di metalli rende difficili le stime sulla sua età e sulla massa, in quanto i modelli evoluzionistici di questo tipo di astri non sono ben definiti; una stima basata sull'attività della cromosfera suggerisce che la stella possa avere circa 5,5 miliardi di anni [3].
55 cancri A sembra essere più ricca del Sole di elementi più pesanti dell'[[elio]], con una percentuale di [[ferro]] del 186% rispetto alla nostra Stella, al punto da venire classificata come una rara "stella super-ricca in metalli" (SMR). Tale abbondanza di metalli rende difficili le stime sulla sua età e sulla massa, in quanto i modelli evoluzionistici di questo tipo di astri non sono ben definiti; una stima basata sull'attività della cromosfera suggerisce che la stella possa avere circa 5,5 miliardi di anni [3].
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Un'ipotesi per spiegare l'alto tasso di metalli in questa classe di oggetti afferma che il materiale ricco di metalli possa essere caduto all'interno della [[protostella]] durante la [[formazione stellare]]. Questo potrebbe dunque aver inquinato gli strati esterni della stella, che risultano possedere una grande quantità di metallo. La mancanza di una profonda [[zona convettiva]] potrebbe significare che gli strati più esterni potrebbero conservare una più alta abbondanza di questi elementi pesanti<ref>{{cite news
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Un'ipotesi per spiegare l'alto tasso di metalli in questa classe di oggetti afferma che il materiale ricco di metalli possa essere caduto all'interno della [[protostella]] durante la [[formazione stellare]]. Questo potrebbe dunque aver inquinato gli strati esterni della stella, che risultano possedere una grande quantità di metallo. La mancanza di una profonda [[zona convettiva]] potrebbe significare che gli strati più esterni potrebbero conservare una più alta abbondanza di questi elementi pesanti [4].
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| title=Star Surface Polluted by Planetary Debris
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55 Cancri B è invece una nana rossa posta a circa 1065 [[UA]] dalla stella primaria<ref>{{cite journal|url=http://www-lep.gsfc.nasa.gov/code693/esp_papers/web/ps2/eggenberger_43.ps|format=[[PostScript]]|author=Eggenberger, A. et al.|title=Planets in Binaries|journal=Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets|volume=294|pages=43 – 46|year=2003}}</ref>, ed è molto meno massiva e luminosa del nostro Sole. Nonostante la loro grande separazione, le due stelle appaiono gravitazionalmente legate, e posseggono un comune [[moto proprio]]<ref name="marcy" />. Ci sono indizi che fanno supporre che questa stellina sia a sua volta una stella doppia, ma non è ancora stato verificato<ref>{{cite journal|url=http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0603836|author=Raghavan, D. et al.|title=Two Suns in The Sky: Stellar Multiplicity in Exoplanet Systems|journal=The Astrophysical Journal (accepted)|year=2006|volume=646|pages=523-542}}</ref>.
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55 Cancri nella costellazione del Cancro

55 Cancri (nota anche con la sua lettera di Bayer ρ1 Cancri) è una stella doppia di classe spettrale G8-V, distante 40,9 anni luce dal Sistema solare, nella costellazione del Cancro. Le dimensioni di 55 Cancri A sono appena inferiori di quelle del nostro Sole, mentre 55 Cancri B è una nana rossa di classe M3.5-4V. Le due componenti sono separate da oltre mille UA.

Al 2007, il sistema conta ben 5 pianeti noti orbitanti attorno alla stella 55 Cancri A: quattro di questi hanno una massa simile a quella di Giove e di Saturno, mentre il più interno ha una massa simile a quella di Nettuno.

Indice

Caratteristiche visuali

la posizione di 55 Cancri (ρ1 Cnc), nella costellazione del Cancro

Nome

"55 Cancri" è il numero dato da Flamsteed; tuttavia, spesso ci si riferisce alla stella anche col nome "ρ1 Cancri", secondo la nomenclatura di Bayer. Quest'ultimo è usato da coloro che pensano che debba essere preferito al numero di Flamsteed, come di solito succede: ad esempio, la stella Tau Bootis è decisamente meglio nota con questa sigla, piuttosto che "4 Bootis". Ma, in questo caso, il numero 1 sovrascritto alla lettera Rho rende il nome più complesso, così viene di solito preferito "55 Cancri".

Osservabilità

La stella è all'estremo limite di osservabilità ad occhio nudo, sebbene la sua luminosità venga incrementata apparentemente dalla presenza a pochi minuti d'arco dalla stella 53 Cancri, di magnitudine apparente molto simile, cosicché la coppia diventa visibile come una stellina minuta poco ad est di Iota Cancri. Un binocolo consente già di scindere le componenti, che appaiono la prima gialla e la seconda rossa; in realtà, mentre 55 Cancri è una delle stelle relativamente più vicine al Sistema solare, 53 Cancri è una gigante rossa molto più lontana.

Distanza

Come detto sopra, il sistema di 55 Cancri è localizzato a breve distanza dal nostro Sole: il Satellite Hipparcos ha rilevato un moto di parallasse di 79,80 millisecondi d'arco, corrispondente ad una distanza di 12,5 parsec [1]. 55 Cancri A ha una magnitudine apparente di 5,95, mentre la sua compagna nana, 55 Cancri B, è di tredicesima magnitudine, visibile solo attraverso telescopi.

Componenti

Stelle A e B viste dai pianeti del sistema stellare in un'elaborazione al computer

La stella primaria, 55 Cancri A, è una stella gialla di dimensioni contenute, sulla sequenza principale, di classe spettrale G8V; è appena più piccola del Sole, e dunque è più fredda e meno luminosa. Possiede una variazione di luminosità minima, e solo a bassa emissione dalla sua cromosfera [2]. 55 cancri A sembra essere più ricca del Sole di elementi più pesanti dell'elio, con una percentuale di ferro del 186% rispetto alla nostra Stella, al punto da venire classificata come una rara "stella super-ricca in metalli" (SMR). Tale abbondanza di metalli rende difficili le stime sulla sua età e sulla massa, in quanto i modelli evoluzionistici di questo tipo di astri non sono ben definiti; una stima basata sull'attività della cromosfera suggerisce che la stella possa avere circa 5,5 miliardi di anni [3]. Un'ipotesi per spiegare l'alto tasso di metalli in questa classe di oggetti afferma che il materiale ricco di metalli possa essere caduto all'interno della protostella durante la formazione stellare. Questo potrebbe dunque aver inquinato gli strati esterni della stella, che risultano possedere una grande quantità di metallo. La mancanza di una profonda zona convettiva potrebbe significare che gli strati più esterni potrebbero conservare una più alta abbondanza di questi elementi pesanti [4].

55 Cancri B è invece una nana rossa posta a circa 1065 UA dalla stella primaria[1], ed è molto meno massiva e luminosa del nostro Sole. Nonostante la loro grande separazione, le due stelle appaiono gravitazionalmente legate, e posseggono un comune moto proprio[2]. Ci sono indizi che fanno supporre che questa stellina sia a sua volta una stella doppia, ma non è ancora stato verificato[3].

Sistema planetario

Le orbite dei pianeti di 55 Cancri A, confrontate con quelle del nostro Sistema solare.
Il nostro sistema solare confrontato con il sistema planetario di 55 Cancri

Intorno alla stella 55 Cancri A orbitano 5 pianeti gassosi, dei quali l'ultimo scoperto nel novembre 2007 (55 Cancri f) si trova nella cosiddetta zona abitabile[4].

Nel 1997, la scoperta di un pianeta orbitante attorno a 55 Cancri A fu annunciata assieme a quella del pianeta di Tau Bootis e di Upsilon Andromedae: al pianeta fu assegnata la sigla 55 Cancri b. L'anno successivo, fu identificato un sistema di polveri, simile a quello della cintura di Kuiper; questa struttura mostrò un raggio di 40 UA e un'inclinazione di 25° rispetto al piano celeste[5].</br> Nel 2002 fu annunciata la scoperta di altri due pianeti 55 Cancri d e 55 Cancri c, quest'ultimo identificato grazie allo studio del moto sincrono del precedente pianeta. Due anni dopo, fu scoperto 55 Cancri e, un pianeta dalla massa paragonabile a quella del pianeta Nettuno e un'orbita estremamente vicina alla sua stella; sempre nello stesso anno, venne confermato che il pianeta più esterno del sistema, 55 Cancri d, abbia un'orbita inclinata di 53 gradi sul piano celeste. Un successivo riesame delle misurazioni compiute dal Telescopio Spaziale Hubble ha permesso la scoperta di un quinto pianeta, denominato 55 Cancri f, la cui scoperta fu annunciata nel novembre 2007.

Tale sistema planetario è attualmente il più numeroso conosciuto, a parte il sistema solare.

Prospetto

Segue un prospetto dei componenti del sistema planetario di 55 Cancri.

Nome Massa Semiasse maggiore Eccentricità Periodo orbitale  Scoperta 
55 Cancri e > 0,034 ± 0,0036 MJ 0,038 ± 10−6 UA 0,07 ± 0,06 2,81705 ± 0,0001 giorni 2004
55 Cancri b > 0,824 ± 0,007 MJ 0,115 ± 0,0001 UA 0,014 ± 0,008 14,65162 ± 0,0007 giorni 1996
55 Cancri c > 0,169 ± 0,008 MJ 0,240 ± 4,5*10-5 UA 0,086 ± 0,052 43,93 ± 0,021 giorni 2002
55 Cancri f > 0,144 ± 0,04 MJ 0,781 ± 0,007 UA 0,2 ± 0,2 260 ± 1,1 giorni 2007
55 Cancri d > 3,835 ± 0,08 MJ 5,77 ± 0,11 UA 0,025 ± 0,03 5218 ± 230 giorni 2002

Note

1^ HIP 43587, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA, 1997, 30 June 2006

2^ A planet at 5 AU Around 55 Cancri, Marcy, G. et al., The Astrophysical Journal, vol.581, pag. 1375–1388, 2002

3^ On the Ages of Exoplanet Host Stars, Saffe, C. et al., Astronomy and Astrophysics, vol. 443, issue 2, pag. 609–626, 2005

Voci correlate

Collegamenti esterni


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