Altair è la prima stella di sequenza principale di cui è stato possibile osservare la superficie grazie all’interferometria. E quel che si è visto è che è fortemente appiattita ai poli. La causa? Una rotazione forsennatamente veloce.
I telescopi CHARA e la risoluzione angolare#
Gli americani, si sa, vanno matti per gli acronimi. CHARA — acronimo di Center For High Angular Resolution Astronomy — è la parola chiave che serve per capire come si sia arrivati alla prima immagine della superficie di una stella di sequenza principale (come il Sole). La stella è Altair, Alfa Aquilae, la più luminosa della Costellazione dell’Aquila e la dodicesima stella più brillante del cielo notturno, nonché la più meridionale del famoso Triangolo estivo formato con Vega e Deneb.
CHARA è invece una “costellazione” di sei telescopi con specchi da un metro di diametro, situati sullo storico Monte Wilson in California. I sei telescopi lavorano insieme formando un interferometro. Le immagini che producono possono essere cioè combinate tra loro, in modo tale da fornire una risoluzione angolare1 molto maggiore di quella che sarebbe possibile ottenere se ciascuno dei sei telescopi operasse per conto proprio. L’unione, dunque, soprattutto in questo caso, fa la forza.
I sei telescopi sono disposti sulla montagna in modo da simulare, insieme, il potere risolutivo di un singolo telescopio virtuale grande quanto l’intera griglia, anche se con una capacità totale di raccogliere luce nettamente inferiore. La luce raccolta da ciascun telescopio viaggia attraverso tubi sotto vuoto fino a una struttura centrale dove i sei segnali vengono combinati con una precisione inferiore al micron, dopo aver percorso distanze di centinaia di metri. Il risultato è una risoluzione angolare capace di risolvere dettagli minimi di $200$ micro-arcosecondi. Come il progetto stesso ama sintetizzare, è l’equivalente della capacità di scorgere una monetina da cinque centesimi di dollaro da una distanza di circa $16\,000\,\text{km}$.
Può sembrare incredibile, ma questa straordinaria potenza ottica è appena sufficiente a intravedere la superficie di Altair, nonostante la stella abbia due volte il diametro del Sole e sia relativamente vicina alla Terra. Secondo la stima del satellite Hipparcos, Altair dista da noi, infatti, “solo” $5{,}143$ parsec, cioè circa $16{,}7$ anni luce, una distanza quasi “trascurabile” su scala astronomica (l’affollatissimo centro della Via Lattea, giusto per fare un esempio, è lontano qualcosa come $25\,000$ anni luce).
Tuttavia, se passiamo a un’unità di misura più comprensibile per noi umani - il chilometro - anche solo $16{,}7$ anni luce appaiono per quello che sono: una distanza siderale, un abisso di spazio lungo quasi $160\,000$ miliardi di chilometri! Ecco perché è così difficile riuscire a vedere le stelle, anche le più vicine, come qualcosa di più di un puntino luminoso.
Studi precedenti basati sull’interferometria#
La tecnica dell’interferometria, nelle sue numerose varianti, è però un potente alleato degli astronomi nello sforzo di osservare la superficie delle stelle. Prima della ricerca basata sui telescopi CHARA, erano già state effettuate altre osservazioni di Altair con tecniche di interferometria. Dei risultati di queste ricerche precedenti dà conto uno studio pubblicato a novembre 2005 su Astronomy & Astrophysics. Gli autori giunsero a una conclusione che può apparire sorprendente a chi, abituato a pensare alle stelle come a corpi simili al nostro Sole, le immagina somiglianti a sfere più o meno perfette. Scrivono infatti:
Le osservazioni interferometriche hanno rivelato che il rapido rotatore Altair è una stella appiattita con una distribuzione di intensità non centralmente simmetrica.
L’ipotesi che spiega la non uniforme distribuzione dell’intensità luminosa di Altair è quella dell’oscuramento gravitazionale (gravity darkening). La teoria è discussa in uno studio pubblicato a settembre 2004 su The Astrophysical Journal. Gli autori modellarono i dati osservativi ipotizzando la presenza di una zona brillante, pari al $4{,}7\%$ dell’intensità totale, su un disco stellare più scuro ai bordi, e trovarono che questo schema riproduceva bene le osservazioni. Data la rapida rotazione di Altair, quella zona brillante non poteva che essere un polo, reso più luminoso dall’oscuramento gravitazionale che invece attenua le regioni equatoriali.
Detto in altre parole, quello che gli studi citati proponevano era un modello che spiega le caratteristiche osservate di Altair, descrivendola come una stella oblata, cioè dilatata all’equatore e schiacciata ai poli, a causa della sua rapidissima rotazione. La forza centrifuga, spingendo il materiale stellare lontano dall’asse di rotazione nella zona equatoriale, rende questa zona meno densa. La minore densità determina una minore pressione gravitazionale e, di conseguenza, un abbassamento della temperatura media nella regione. Una stella con un forte rigonfiamento equatoriale, come Altair, è insomma più brillante e calda ai poli che all’equatore, e ha una gravità maggiore ai poli che all’equatore.
Una misura dello schiacciamento di Altair dovuto alla rapida rotazione era stata già fornita in uno studio del 2001 pubblicato su The Astrophysical Journal. I risultati ottenuti erano basati su osservazioni effettuate per mezzo del PTI, Palomar Testbed Interferometer, un sistema meno potente del CHARA, costituito da telescopi da $40$ cm, separati da una distanza di $109$ metri.
Gli autori di quello studio avevano trovato che un modello ellittico della forma di Altair proiettata contro il cielo spiegava molto meglio le caratteristiche osservate tramite il PTI, rispetto a un modello di disco stellare circolare:
Le nostre misurazioni rappresentano le prime osservazioni mai effettuate di una diretta asimmetria in una stella che si trova sulla sequenza principale.
Le misure da essi ricavate erano di $1{,}915 \pm 0{,}023$ raggi solari per il semiasse maggiore dell’ellisse e di $1{,}681 \pm 0{,}039$ raggi solari per il semiasse minore, con una differenza del $14\%$ tra i due.
È da notare che le misure qui indicate non corrispondono banalmente al raggio equatoriale e al raggio polare della stella, dal momento che, all’epoca, non era esattamente nota l’inclinazione dell’asse di rotazione di Altair rispetto al punto di vista di un osservatore terrestre. Gli autori spiegavano che dagli assi apparenti maggiore e minore si poteva risalire al raggio della stella alle latitudini estreme: all’equatore il raggio corrisponde semplicemente all’asse maggiore proiettato, ai poli è minore o uguale all’asse minore proiettato, ma è probabile che il raggio polare reale sia ancora più piccolo di quanto misurato, in ragione dell’effettiva inclinazione dell’asse di rotazione di Altair.
Le immagini della superficie di Altair#
E veniamo finalmente ai risultati delle osservazioni con i telescopi CHARA. Furono riportati in uno studio apparso su Science nel luglio 2007, nel quale si confermava la presenza di un forte schiacciamento di Altair. Tuttavia la ricerca introduceva nuovi elementi che non potevano essere spiegati con i modelli teorici fino a quel momento utilizzati.
Gli autori presentarono un’immagine di Altair nel vicino infrarosso con una risoluzione inferiore al millesimo di secondo d’arco, che mostrava chiaramente un notevole oscuramento gravitazionale su una fotosfera fortemente distorta. La conclusione più interessante era che i modelli standard per una stella che ruota in modo uniforme non potevano spiegare quei risultati: serviva una rotazione differenziale, leggi di oscuramento gravitazionale diverse da quelle classiche, o entrambe le cose.
Lo studio citato faceva riferimento al teorema di Von Zeipel, nella sua prima formulazione del 1924, che definisce in base a calcoli teorici un coefficiente di oscuramento gravitazionale $\beta = 0{,}25$ per gli involucri stellari radiativi.
Le previsioni più elementari della teoria di Von Zeipel — distorsione centrifuga e oscuramento gravitazionale — trovavano conferma solo in parte nelle osservazioni interferometriche recenti. Il caso più eclatante di scostamento dalla teoria riguardava Achernar, un altro rotatore veloce, il cui diametro risultava $1{,}56$ volte maggiore in una direzione che nell’altra: una differenza troppo grande per essere spiegata dalla teoria classica, e che portò a ipotizzare una rotazione differenziale o un vento polare.
Per modellare Altair in modo che i parametri stellari corrispondessero il più possibile alle osservazioni, gli autori provarono a lasciare libero il coefficiente di oscuramento gravitazionale $\beta$, normalmente fissato dal teorema di Von Zeipel a $0{,}25$. Il valore che meglio riproduceva le immagini CHARA risultò essere $\beta = 0{,}190$, associato anche a un orientamento meno inclinato della stella, una temperatura polare più bassa e una rotazione più veloce di quanto ipotizzato in precedenza.
In sostanza, lo studio pubblicato su Science nel 2007 suggeriva che la variazione dell’oscuramento gravitazionale in stelle in rapidissima rotazione come Altair e Achernar avvenga in funzione di un coefficiente $\beta$ diverso da quello calcolato nella prima metà del secolo scorso da Von Zeipel. Ciò può significare che i dati osservativi per stelle di questo tipo non si possono spiegare soltanto con lo schiacciamento polare dovuto alla forza centrifuga, ma devono essere integrati da elementi supplementari: probabilmente la rotazione differenziale e un vento stellare polare più intenso di quello che emana dalle regioni equatoriali.
Quella che segue è una tabella con i principali parametri di Altair, secondo il modello suggerito dallo studio di John D. Monnier e colleghi:
| Parametro | Valore |
|---|---|
| Inclinazione (°) | $57{,}2 \pm 1{,}9$ |
| Temperatura polare $T_{\text{pol}}$ ($\text{K}$) | $8\,450 \pm 140$ |
| Temperatura equatoriale $T_{\text{eq}}$ ($\text{K}$) | $6\,860 \pm 150$ |
| Raggio polare $R_{\text{pol}}$ ($R_\odot$) | $1{,}634 \pm 0{,}011$ |
| Raggio equatoriale $R_{\text{eq}}$ ($R_\odot$) | $2{,}029 \pm 0{,}007$ |
| Velocità di rotazione proiettata $v \sin i$ ($\text{km/s}$) | $240$ |
| Velocità equatoriale vera $v_{\text{eq}}$ ($\text{km/s}$)2 | $\approx 286$ |
| Rapporto $\omega/\omega_{\text{crit}}$3 | $0{,}923 \pm 0{,}006$ |
| Massa ($M_\odot$) | $1{,}791$ |
Secondo questi dati, Altair ha un diametro equatoriale di circa $2$ milioni $824$ mila km (poco più che doppio di quello del Sole), maggiore del $24\%$ rispetto al diametro ai poli.
Lo studio del 2007 misurò per Altair una velocità di rotazione proiettata $v \sin i = 240\,\text{km/s}$. Questo valore rappresenta la componente della velocità equatoriale osservabile lungo la nostra linea di vista, non la velocità equatoriale vera della stella. Correggendo per l’inclinazione dell’asse di rotazione riportata nello stesso studio ($i = 57{,}2°$), la vera velocità equatoriale risulta di circa $286\,\text{km/s}$ ($v_{\text{eq}} = v\sin i / \sin i$), pari a poco più di un milione di $\text{km/h}$. Se quei dati erano corretti, ciò voleva dire che una stella grande il doppio del Sole impiegava circa $8$ ore e $37$ minuti per una rotazione completa all’altezza dell’equatore! La differenza rispetto alla nostra stella è enorme: una rotazione completa del Sole, misurata all’equatore, richiede ben $25{,}38$ giorni terrestri, corrispondenti a una velocità di rotazione di “appena” $7\,180\,\text{km/h}$ (poco meno di $2\,\text{km/s}$), un passo da lumaca rispetto ad Altair, in grado di fare un giro su se stessa in circa $1/70$ del tempo impiegato dal Sole.
Secondo i dati prodotti nello studio del 2007, Altair ruota su se stessa così velocemente da non essere molto lontana dalla velocità angolare critica di rottura, stimata intorno ai $400\,\text{km/s}$. Il valore $\omega/\omega_{\text{crit}}$ riportato nella tabella precedente, pari a oltre $0{,}9$, indica appunto il rapporto tra la velocità di rotazione attuale di Altair e la velocità critica di rottura desunta dai modelli matematici.
Un modello interferometrico più recente e più accurato#
Ovviamente gli studi su Altair non si sono fermati al 2007. Nel 2020, un gruppo di ricercatori guidato da Kevin Bouchaud ritornò sui dati interferometrici della stella e li rianalizzò con un approccio più sofisticato: anziché descrivere la sua forma con un modello semplificato “alla Roche” (che tratta la stella come una massa puntiforme circondata da un involucro di gas in equilibrio), usò modelli bidimensionali di tipo ESTER, capaci di simulare anche la struttura interna di Altair, non solo il suo aspetto superficiale.
Il nuovo modello confermò l’immagine di una stella fortemente schiacciata, ma rivide diversi numeri. L’inclinazione dell’asse di rotazione rispetto alla nostra visuale scese a $50{,}7° \pm 1{,}2°$ (contro i $57{,}2°$ del modello del 2007).
La velocità proiettata osservata restò sostanzialmente la stessa misurata nel 20074. La vera velocità equatoriale, ricavata dividendo per il seno della nuova inclinazione ($v_{\text{eq}} = v\sin i / \sin i$), salì invece a circa $314\,\text{km/s}$. È un valore sensibilmente più alto di quello ricavato applicando la medesima correzione ai dati dello studio pubblicato nel 2007, esaminato nella precedente sezione. In quel caso, la velocità equatoriale vera risultava di circa $286\,\text{km/s}$. La differenza dipende dal fatto che l’angolo d’inclinazione della stella calcolato nel 2020 è minore di quello calcolato nel 2007, il che implica, a parità di velocità proiettata osservata ($v\sin i$), una velocità equatoriale reale maggiore.
C’è anche una seconda differenza, più sottile, che riguarda il rapporto con la velocità di rottura. Lo studio del 2007 lo chiama $\omega/\omega_{\text{crit}}$. Lo studio del 2020 lo chiama invece $\Omega/\Omega_{\text{Kepler}}$ 5. Non è solo una differenza di notazione: sono due grandezze concettualmente analoghe ma numericamente diverse, perché calcolate con modelli fisici diversi. Un modello più realistico come ESTER tende a stimare una velocità critica più alta di un modello alla Roche; è per questo che Altair può ruotare più velocemente in termini assoluti secondo il modello del 2020 ($314$ contro $285\,\text{km}/\text{s}$ “veri”) pur restando, in proporzione, più lontana dal proprio limite di rottura ($74\%$ contro il $90$-$92\%$ del 2007): cambia il denominatore del rapporto, non solo il numeratore.
Una rotazione completa di Altair, secondo il modello del 2020, dura appena $7$ ore e $46$ minuti, calcolata correttamente sulla base della velocità equatoriale vera, non di quella proiettata. Si tratta di circa $1\,130\,000\,\text{km}/\text{h}$: definire questa stella un rotatore veloce non è davvero un’esagerazione!
Il modello aggiunge anche un dato che lo studio del 2007 non forniva, cioè l’età di Altair, stimata intorno ai $100$ milioni di anni: un oggetto, dunque, molto giovane in termini astronomici. Un altro risultato interessante riguarda la rotazione differenziale interna: il nucleo di Altair ruoterebbe circa il $50\%$ più velocemente del suo inviluppo esterno, mentre la rotazione differenziale osservabile in superficie resterebbe contenuta entro il $6\%$: lo strato esterno sembra cioè ruotare quasi come se fosse un corpo solido, mentre all’interno vi sono probabilmente strati che scorrono a velocità diverse.
Infine, un dettaglio che non è cambiato: la distanza di Altair. Il nuovo studio la fissava a $5{,}13 \pm 0{,}02$ parsec, un valore che confermava, entro i limiti d’incertezza, la stima di $5{,}143$ parsec ricavata dal satellite Hipparcos e già citata in apertura di questo articolo.
| Parametro | Valore |
|---|---|
| Inclinazione (°) | $50{,}7 \pm 1{,}2$ |
| Angolo di posizione del polo (°) | $301{,}1 \pm 0{,}3$ |
| Massa ($M_\odot$) | $1{,}86 \pm 0{,}03$ |
| Luminosità $L$ ($L_\odot$)6 | $10{,}6$ |
| Raggio equatoriale $R_{\text{eq}}$ ($R_\odot$) | $2{,}008 \pm 0{,}006$ |
| Raggio polare $R_{\text{pol}}$ ($R_\odot$)7 | $\approx 1{,}566$ |
| Appiattimento $\varepsilon = (R_{\text{eq}}-R_{\text{pol}})/R_{\text{eq}}$ | $0{,}220 \pm 0{,}003$ |
| Gravità superficiale $\log g$ ($\text{cgs}$, dall’equatore al polo) | $3{,}8 \lesssim \log g \lesssim 4{,}3$ |
| Velocità equatoriale proiettata $v \sin i$ ($\text{km/s}$) | $\approx 243$ |
| Velocità equatoriale vera ($\text{km/s}$) | $\approx 314$ |
| Rapporto $\Omega/\Omega_{\text{Kepler}}$ | $0{,}74 \pm 0{,}01$ |
| Periodo di rotazione | $7^{\text{h}}\,46^{\text{m}}$ |
| Metallicità $Z$ | $0{,}019$ |
| Frazione di idrogeno nel nucleo $X_c$ | $0{,}71$ |
| Età stimata (milioni di anni) | $\approx 100$ |
| Distanza (parsec) | $5{,}13 \pm 0{,}02$ |
Altair pulsa ed è più giovane del previsto#
C’è un aspetto di Altair che, fino a questo punto, non abbiamo ancora toccato: Altair non solo ha una forma particolare, ma vibra. Le pulsazioni furono scoperte in uno studio pubblicato nel 2005 da D. Buzasi e colleghi, basato su osservazioni fotometriche raccolte anni prima, tra l’ottobre e il novembre 1999, con la camera stellare (fototracker) del satellite WIRE8. In quei dati gli autori individuarono variazioni periodiche di luminosità che permisero di classificare Altair come una stella variabile del tipo delta Scuti. Le stelle appartenenti a questa categoria pulsano per un meccanismo di instabilità legato all’opacità degli strati esterni, che fa gonfiare e sgonfiare l’astro periodicamente. Tra le delta Scuti, Altair è la più luminosa del cielo notturno.
Quella prima scoperta restò per anni un caso isolato, senza un seguito sistematico. A colmare quel vuoto, oltre un decennio dopo, fu un gruppo di ricercatori dell’IRAP (l’Istituto di Ricerca in Astrofisica e Planetologia di Tolosa) che, analizzando questa volta i dati del satellite fotometrico canadese MOST — una missione anch’essa dedicata alla fotometria ultraprecisa di stelle brillanti — identificò $15$ modi di oscillazione distinti nella luce di Altair, con frequenze comprese tra $0{,}57$ e $35{,}82$ cicli al giorno. Un dettaglio interessante emerso dallo studio fu che la rapidissima rotazione della stella sembra “soffocare” l’eccitazione di molti dei modi di vibrazione che ci si aspetterebbe di osservare in una stella di questo tipo: la rotazione, insomma, non si limita a deformare Altair, ma ne condiziona anche il modo di pulsare.
Uno studio più recente, pubblicato nel 2023, descrive i risultati delle osservazioni di Altair con lo spettropolarimetro Neo-Narval del Telescopio Bernard-Lyot. I risultati furono che le pulsazioni di Altair non sono solo di tipo acustico (come ci si aspetta da una variabile delta Scuti), ma comprendono anche onde gravito-inerziali che si propagano sulla superficie della stella. Altair si comporta quindi come un “oscillatore ibrido”, che combina due meccanismi fisici diversi. È la prima volta che onde di questo tipo vengono rilevate spettroscopicamente sulla superficie di una stella in rapida rotazione.
Le ricerche sulle pulsazioni di Altair sono poi proseguite con uno studio del 2024 di Michel Rieutord e altri. Analizzando $34$ frequenze di oscillazione identificate nei dati del telescopio spaziale TESS, gli autori hanno ricalcolato l’età della stella usando un modello astrosismico più raffinato. Il nuovo valore è di $88 \pm 10$ milioni di anni, leggermente inferiore alla stima di $100$ milioni di anni ottenuta nel 2020 dal modello puramente interferometrico descritto più sopra. Al momento in cui scriviamo, è il dato più aggiornato in assoluto sull’età di Altair.
Un’attività magnetica inattesa#
Un ultimo aspetto degno di menzione riguarda l’attività magnetica di Altair. Le stelle di tipo spettrale A come Altair sono considerate, di norma, troppo calde per avere un involucro convettivo esterno paragonabile a quello del Sole, e quindi troppo “inerti” magneticamente per generare una corona o emettere raggi X. Osservazioni compiute con il telescopio spaziale XMM-Newton, pubblicate nel 2009, rivelarono invece che Altair possiede una debole corona di raggi X, con un plasma relativamente “freddo” (tra $1$ e $4$ milioni di gradi) e senza forti eruzioni (flare). Questa scoperta fece di Altair la stella di sequenza principale più calda in cui fosse mai stata rilevata un’attività magnetica di tipo solare: un indizio che, sotto la sua fotosfera deformata dalla rotazione ultraveloce, si nasconde comunque una sottile zona convettiva, capace di alimentare una debole dinamo magnetica9.
Una composizione chimica sorprendentemente normale#
C’è un aspetto di Altair rimasto inesplorato fino a poco tempo fa: la sua composizione chimica. Il motivo è pratico, non di disinteresse. La rapidissima rotazione della stella ($\approx 300\,\text{km/s}$) allarga e sovrappone così tanto le righe spettrali da aver reso finora quasi impossibile ottenere una misura affidabile delle sue abbondanze chimiche. Uno studio del 2026 di Yoichi Takeda ha comunque affrontato il problema, usando la tecnica del fitting sintetico dello spettro10 su dati ad alta risoluzione e applicando correzioni non-LTE11 dove possibile, per determinare le abbondanze di $17$ elementi, dal carbonio al bario, passando per ossigeno, magnesio, silicio, calcio, ferro e nichel.
Il risultato più interessante è, in un certo senso, l’assenza di sorprese. Nessuno dei $17$ elementi analizzati mostra le anomalie chimiche tipiche di altre stelle di tipo A, dovute a fenomeni di sedimentazione atmosferica: né l’eccesso di elementi pesanti tipico delle stelle Am (dette “a righe metalliche”), né il difetto opposto tipico delle stelle λ Boo (dal nome della loro stella prototipo, Lambda Bootis). Il risultato è coerente con la teoria, secondo cui è proprio la rotazione rapida, mescolando meccanicamente gli strati esterni della stella, a impedire ai fenomeni di diffusione responsabili di quelle anomalie di stabilizzarsi. La vera novità dello studio, semmai, è di averlo potuto verificare per la prima volta: la stessa rotazione che tiene a bada le anomalie chimiche è anche ciò che, allargando e sovrapponendo le righe spettrali, aveva finora impedito di misurarle con affidabilità.
La metallicità media risulta lievemente sub-solare, di circa $-0{,}2\,\text{dex}$ 12 (il ferro, in particolare, si attesta a $\text{[Fe/H]} \approx -0{,}12$): un valore nello stesso ordine di grandezza della metallicità $Z = 0{,}019$, già usata come parametro d’ingresso nel modello ESTER del 2020 discusso più sopra, anche se le due grandezze non sono direttamente equivalenti13.
Dopo la forma alterata dalla rotazione, le pulsazioni, le onde ibride e persino un debole magnetismo che nessuno si aspettava di trovare, la chimica di Altair si conferma invece sorprendentemente ordinaria. Alla fine, gli aspetti davvero notevoli di questa stella restano la straordinaria velocità di rotazione e il forte oscuramento gravitazionale.
La risoluzione angolare di un telescopio o di un interferometro è la capacità di distinguere due oggetti astronomici come separati. Nel campo dell’interferometria si esprime tipicamente in millesimi di secondo d’arco ($\text{mas}$). ↩︎
Valore non riportato esplicitamente nello studio: ricavato qui dividendo $v \sin i$ per il seno dell’inclinazione riportata nella stessa tabella ($i = 57{,}2°$), cioè $v_{\text{eq}} = v \sin i / \sin i$. ↩︎
La lettera greca omega minuscola. Il rapporto rappresenta la frazione della velocità angolare critica di rottura, calcolata con un modello di Roche semplificato, a potenziale gravitazionale puntiforme. ↩︎
Il nuovo dato era $v\sin i \approx 243\,\text{km/s}$, contro i $240\,\text{km/s}$ del 2007: un’ottima conferma, trattandosi di una quantità osservata direttamente e quindi poco sensibile al modello usato per interpretarla. ↩︎
Omega maiuscola. In questo caso il rapporto indica la frazione della velocità angolare kepleriana all’equatore, calcolata con i modelli bidimensionali ESTER, che tengono conto della vera forma e del vero potenziale gravitazionale della stella deformata. ↩︎
A differenza degli altri valori in tabella, questo non è un risultato ricavato dal modello ESTER del 2020, ma un dato di partenza: Bouchaud e colleghi lo adottano dal già citato studio di D. M. Peterson et al. del 2006 come vincolo osservativo fisso per calibrare il proprio modello, non come una nuova misura. ↩︎
Valore non riportato esplicitamente nello studio: qui è ricavato dall’appiattimento $\varepsilon$ e dal raggio equatoriale ($R_{\text{pol}} = R_{\text{eq}} \times (1-\varepsilon)$), non è quindi un dato originale della fonte. ↩︎
WIRE, acronimo di Wide-Field Infrared Explorer, era un satellite della NASA che, dopo un guasto al sistema di raffreddamento poco dopo il lancio che aveva reso inutilizzabile lo strumento scientifico principale, fu riconvertito all’uso del suo piccolo sensore di puntamento come fotometro stellare ad altissima precisione. ↩︎
Nelle stelle di tipo A con masse tra $1{,}5$ e $2{,}0\,M_\odot$, le zone di ionizzazione parziale di idrogeno ed elio generano due sottilissime zone convettive superficiali. Sebbene trascurabili per il trasporto globale di calore, queste regioni bastano ad alimentare un’azione dinamo locale e la presenza di cromosfera e corona. ↩︎
Tecnica che consiste nel generare al computer spettri sintetici a partire da un modello di atmosfera stellare con parametri regolabili (temperatura, gravità, abbondanze chimiche, velocità di rotazione). Gli spettri sintetici vengono poi confrontati con lo spettro osservato e si variano i parametri fino a trovare la combinazione che meglio riproduce i dati reali. È un approccio particolarmente utile per stelle come Altair, nelle quali la rapida rotazione allarga e sovrappone le righe spettrali al punto da rendere poco affidabili le tecniche più tradizionali, basate sulla misura di singole righe isolate. ↩︎
LTE è l’acronimo di Local Thermodynamic Equilibrium (equilibrio termodinamico locale): l’assunzione semplificativa secondo cui, in ogni punto dell’atmosfera stellare, gli elettroni degli atomi si distribuiscono nei vari livelli di energia seguendo le leggi dell’equilibrio termico secondo la temperatura locale. Nelle atmosfere stellari reali, specie in condizioni di bassa densità, questa assunzione non è sempre valida: le “correzioni non-LTE” tengono conto degli scostamenti da questo equilibrio ideale, che se ignorati possono falsare in modo sistematico le abbondanze chimiche ricavate dallo spettro. ↩︎
Il $\text{dex}$ è l’unità logaritmica standard con cui si esprimono le abbondanze chimiche relative al Sole: un valore di $-0{,}2\,\text{dex}$ significa un’abbondanza pari a circa $10^{-0{,}2} \approx 0{,}63$ volte quella solare. ↩︎
$Z$ è la frazione di massa occupata da elementi più pesanti dell’elio (i cosiddetti metalli nel gergo degli astronomi). È un valore fondamentale nei modelli di struttura stellare, usato per determinare l’età e lo stadio evolutivo di una stella. $\text{[Fe/H]}$ è invece un rapporto logaritmico di abbondanza tra ferro e idrogeno, ricavato per via spettroscopica. ↩︎