HE 1327-2326
| HE 1327-2326 | |
|---|---|
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| Scoperta | 2005 |
| Classificazione | Stella al carbonio[1] |
| Distanza dal Sole | 4000 al |
| Costellazione | Idra |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 13h 30m 05,951s[1] |
| Declinazione | −23° 41′ 49,72″[1] |
| Lat. galattica | 38,3247°[1] |
| Long. galattica | 314,2330°[1] |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | 3,7 log g[2] |
| Temperatura superficiale | 6180 K[2] (media) |
| Indice di colore (B-V) | 0,4[1] |
| Metallicità | −5,4 [Fe/H][3] |
| Età stimata | 13 Ga[2] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +13,5[1] (media) |
| Magnitudine app. | 13,55 |
| Velocità radiale | 112 km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
2MASS J13300595-2341497
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Coordinate: 
13h 30m 05.951s, -23° 41′ 49.72″
HE 1327-2326 è una stella di sequenza principale o subgigante[3] situata nella costellazione dell'Idra; dista circa 4000 anni luce dalla Terra. È una delle stelle con minori quantità di ferro conosciute: [Fe/H] = −5,4 ± 0,2, cioè 250.000 volte inferiore a quella solare[3]. Tuttavia presenta grandi abbondanze di carbonio e azoto rispetto a quella di ferro. Per esempio, [C/H] = −1,4, ossia possiede una quantità di carbonio che è il 3% di quella solare[4]. Ancora più abbondante è l'azoto: [C/N] = −1,1, ossia l'8% di quello solare[4].
Sono state avanzate varie ipotesi per spiegare questa particolare composizione chimica. Una prima ipotesi è che la stella si sia formata da un gas quasi del tutto privo di metalli e che abbia ricevuto il carbonio e il ferro da una compagna più massiccia che l'ha contaminata dei prodotti del ciclo CNO durante la sua fase di gigante La compagna dovrebbe essere diventata ora una invisibile nana bianca[4][5]. Un'altra spiegazione è che il mezzo interstellare da cui HE1327-2326 si è formata sia stato contaminato da una supernova a bassa energia con una stella progenitrice di circa 25 M☉: tali supernovae, infatti, producono grandi quantità di elementi chimici leggeri, ma basse quantità di ferro[4]. Un terzo possibile scenario è quello di una stella di Popolazione III, i cui metalli derivano dai processi di reazione nucleare avvenuti durante la sua esistenza[6]. In ogni caso, qualunque siano le modalità della sua formazione, HE1327-2326 è una delle stelle più vecchie conosciute, formatasi probabilmente qualche centinaio di milioni di anni dopo il Big Bang[7].
HE1327-2326 è stata scoperta nel 2003 da Anna Frebel e colleghi dell'università di Amburgo in Germania nell'ambito di un progetto per la ricerca di quasar poco luminosi tramite il Schmidt da 1 m dell'ESO. Fu poi osservata mediante il telescopio da 3,6 m dell'ESO in Cile e il Telescopio Subaru da 8,2 m nelle Hawaii[3]. La sua scoperta è stata resa nota tramite un articolo pubblicato nel 2005 sulla rivista Nature[3]. HE1327-2326 è rimasta la stella a più basso contenuto di ferro conosciuta fino al 2014 quando è stata resa nota la scoperta di SMSS J031300.36-670839.3 ( [Fe/H] < −6,1)[8].
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b c d e f g h 2MASS J13300595-2341497, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 24 giugno 2014.
- ^ a b c d A. Korn et al., HE 1327-2326, An Unevolved Star with [Fe/H] < -5.0. III. Does its Atmosphere Reflect its Natal Composition?, in The Astrophysical Journal, vol. 698, n. 1, 2009, pp. 410-416, DOI:10.1088/0004-637X/698/1/410. URL consultato il 24 giugno 2014.
- ^ a b c d e A. Frebel et al., Nucleosynthetic signatures of the first stars, in Nature, vol. 434, n. 7035, 2005, pp. 871-873, DOI:10.1038/nature03455. URL consultato il 13 giugno 2014.
- ^ a b c d W. Oaki et al., HE 1327-2326, an Unevolved Star with [Fe/H]<-5.0. I. A Comprehensive Abundance Analysis, in The Astrophysical Journal, vol. 639, n. 2, 2006, pp. 897-917, DOI:10.1086/497906. URL consultato il 13 giugno 2014.
- ^ H. H. Lau, R. J. Stancliffe, C. A. Tout, Carbon-rich extremely metal poor stars: signatures of Population III asymptotic giant branch stars in binary systems, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 378, n. 2, 2007, pp. 563-568, DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.11773.x. URL consultato il 23 giugno 2014.
- ^ G. J. Harris et al., Evolutionary models for two hyper-iron-poor low-mass stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 377, n. 4, 2007, pp. 1520-1530, DOI:10.1111/j.1365-2966.2007.11702.x. URL consultato il 25 giugno 2014.
- ^ Discovery of the Most Metal-deficient Star Ever Found: Studying Nucleosynthesis Signatures of the First Stars, su Subaru Telescope, NAOJ, 13 aprile 2005. URL consultato il 23 giugno 2014.
- ^ S. C. Keller, et al., A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J031300.36−670839.3, in Nature, vol. 506, n. 7489, 9 febbraio 2014, pp. 463-466, DOI:10.1038/nature12990. URL consultato il 23 giugno 2014.
