UV Ceti

Il sistema

Uv Ceti e Luyten 726-8 AB � il sesto sistema stellare pi� vicino al Sole. Si trova a soli 8.7 AL, nella parte sudovest ( 01:39:01 –17:57:0 , ICRS 2000.0) della constellazione della Balena, a nord-est della stella Deneb Kaitos. Questo sistema binario � troppo debole per poter essere individuato ad occhio nudo. La stella fu scoperta solo nel 1949 da Willem Jacob Luyten ( 1899-1994 ), un astronomo che fu in grado di misurare il moto proprio di pi� di 520.000 stelle, mediante un sistema a scansione fotografica automatica, nonostante abbia perso la vista da un occhio fin dal 1925. Il pi� debole membro del sistema � un estremo esempio di stella variabile, alla quale � stato dato la designazione UV Ceti, ma ad esso ci si riferisce come Stella variabile di Luyten. Il sistema possiede un moto proprio piuttosto elevato pari a 3.35" all'anno.

Luyten 726-8 A

Questa fredda e piccola nana rossa (M5.6 Ve) ha circa tra il 10 e l’11% della massa del Sole ( stima Geyer, 1988, e RECONS) , il 14% del suo diametro ( Johnson e Wright, 1983 ), e meno di 6/100.000 della sua luminosità ( Worley e Behall, 1978 ). Luyten 726-8 A e la sua compagna UV-Ceti possiedono una massa combinata pari al 20% di quella solare, e meno di 11/100.000 della sua luminosità. Questa stella, così come la sua compagna sono troppo deboli per essere osservate ad occhio nudo ; Luyten 726-8 A possiede infatti una magnitudine apparente di +12.52 e una magnitudine assoluta di +15.46. Queste stelle sono separate, sul semi asse maggiore, da una distanza media di 5.5 UA ( 823 Milioni di Km ca.) in un orbita estremamente ellittica pari 0.62, e ad un’inclinazione di 127,3°. Le due stelle sono un esempio estremo di rotazione attorno ad un centro di massa comune. Infatti oscillano nella loro distanza fra 2.1 UA ( 314 Milioni di km ) e 8.8 UA ( 1.316 Milioni di km ), in un periodo di 26,5 anni ( Geyer, 1988). ( La stella A � definita anche come BL Ceti. Alcuni cataloghi � numerata come BL Cet,GL 65 A,G272-61, LHS e LDS 868

UV Ceti ( L 726-8-B)

Anche questa � una piccola nana rossa ( M6.0 V) con solo il 10% della massa solare ( Gever, 1988, e stima RECONS ), il 14% del suo diametro ( Johnson e Wright, 1983) e meno di 4/100.000 della sua luminosità. Tuttavia, UV Ceti � un esempio estremo di stella variabile in grado di aumentare la luminosità di cinque volte in meno di un minuto, per poi tornare in due o tre minuti alla luminosità normale, oppure variare improvvisamente di nuovo dopo diverse ore. Nel 1952 , UV Ceti venne osservata variare 75 volte la sua normale luminosità in solo 20 secondi. Altri cataloghi la includono con i seguenti codici L 726-8-B, GL 65 B e LHS 10.

I brillamenti di UV Ceti, scoperti da E. Carpenter nel 1948, erano di notevole intensità : non si era ancora in grado di distinguere quale delle due stelle aveva aumentato la propria luminosità, ma il 7 dicembre 1948 si vide che in poco pi� di tre minuti l'intensità luminosa dell’insieme delle due stelle era aumentata di 12 volte: dalla magnitudine 14.7 alla 12. Studi successivi rivelarono brillamenti ancora pi� intensi, in grado di elevare la stella, in almeno un’occasione (24 settembre 1952), fino a magnitudine 6,8.

Anche questa stella, così come la sua compagna � troppo debole per essere osservata ad occhio nudo ; Uv Ceti possiede infatti una magnitudine apparente media +13.02 e una magnitudine assoluta di +15.96, anche se, come abbiamo visto la stella � soggetta a periodi di estrema variabilità luminosa.

Ricerca di pianeti nel sistema

Attorno a Luyten 726-8 A, sono stati individuati, seppur non confermati, due oggetti, candidati al rango di pianeti, rispettivamente di 1.1 e 0.4 masse gioviane. Una pi� recente ricerca effettuata con lo Hubble Space Telescope, tuttavia, non ha trovato evidenze per oggetti del tipo Gioviano, o di stelle nane scure ( Schroeder , 2000 ). In ogni caso , la distanza al quale un pianeta di tipo terrestre potrebbe vivere con acqua liquida dovrebbe trovarsi a meno di 0.0075 UA, ( 1,12 milioni di km ), con un “anno”, periodo di rotazione del pianeta attorno alla stella in meno di 17 ore. Purtroppo a una tale distanza a causa della veloce moto di rivoluzione, la rotazione del pianeta potrebbe essere bloccata dalle forza di marea, così da avere un lato in giorno perenne e l’altro in una notte perenne.

La vita attorno ad una stella variabile

Molte piccole nane rosse esibiscono una insolita e violenta variabilità per le loro dimensioni e luminosità. Queste stelle variabili sono in realtà molto comuni poiché le nane rosse, costituiscono circa il 67.5% di tutte le stelle presenti della nostra galassia. Tuttavia i brillamenti avvengono occasionalmente anche sul nostro Sole, ma la quantità di energia rilasciata in � piccola in confronto della quantità di energia che il Sole produce. Tuttavia la dimensione di un brillamento solare che avviene su una nana rossa, come UV Ceti, � 10.000 volte pi� piccolo di un brillamento solare, ma � molto pi� intenso e luminoso se raffrontato alla normale luminosità di una nana rossa.

Una stella variabile emette sporadicamente dei brillamenti spaziati in periodi che vanno da un’ora a pochi giorni. Un brillamento di solito si estingue in pochi minuti raggiungendo un picco di luminosità; durante questo periodo possono manifestarsi pi� brillamenti. Oltre ai brillamenti le nane rosse variabili emettono onde radio, tra cui raggi-X, di un’intensità 10.000 volte superiore alle emissioni solari, letali per qualsiasi ipotetico pianeta di tipo terrestre posto in orbita attorno alla stella variabile. E quindi molto improbabile che un pianeta di tipo terrestre possa esistere vicino ad una nana rosa variabile come UV-Ceti. In ogni caso la luce emessa da una nana rossa potrebbe essere troppo rossa per consentire una efficiente fotosintesi.

Traduzione effettuata per gentile concessione di Ben Lin responsabile del sito Solstation.com

Vedi anche

Lista delle stelle pi� vicine