Le stelle delle costellazioni Zodiacali ARIETE - Giovani Astrofili ...

Origine del nome 

Le stelle delle costellazioni Zodiacali 

ARIETE 

Hamal 

Il nome tradizionale della stella è Hamal, in origine riportato come Hamel, Hemal, Hamul o Hammel. 

Nella nomenclatura di Flamsteed è indicata come "13 Arietis", ma quest'ultima denominazione è usata molto 

raramente, poiché Hamal è una stella brillante che già possiede una nomenclatura di Bayer. Altro nome 

della stella era El Nath o Al Natih, il Corno, che oggi è assegnato a β Tauri. Il nome Hamal deriva 

dall'espressione che in lingua araba si riferisce all'intera costellazione, Al Ħamal, "l'Ariete". Per evitare 

confusioni, l'astro a volte è anche chiamato لمح سار rās al-ħamal, "la testa dell'Ariete". 

Osservazioni 

Hamal è una stella gigante di tipo spettrale K2 IIICa, dove la notazione "Ca" indica la presenza di linee 

di calcio nel suo spettro; è una stella molto grande simile ad Arturo, circa 55 volte più brillante, 18 volte più 

grande in diametro, e 4,5 volte più massiccia del Sole e di colore arancione. Il satellite Hipparcos ha indicato 

che Hamal dista circa 65,9 anni luce dalla Terra. Questa distanza relativamente piccola, combinata con la 

sua luminosità intrinseca, permette alla stella di splendere con una magnitudine apparente di 2,01 variabile 

di circa 0,05, il 47° astro più luminoso nel cielo. Nell'antichità, Hamal fu una stella di grande importanza. 

Duemila anni fa, l'equinozio di primavera, il punto in cui il percorso apparente del Sole nel cielo interseca 

l'Equatore celeste, era situato nell'Ariete è per questo motivo che nell'astrologia il primo segno zodiacale 

prende il nome proprio da questa costellazione; il cosiddetto Primo Punto d'Ariete si trovava a soli 

nove gradi a sud di Hamal, la stella più luminosa nelle vicinanze. Attualmente si trova nel sud della 

costellazione dei Pesci, uno spostamento dovuto alla precessione dell'asse di rotazione terrestre. Le levate 

eliache, gli attimi in cui l'astro è ancora visibile prima di essere inghiottito dalla luce solare, di Hamal, in 

collaborazione con Spica, erano dunque studiate per stabilire gli equinozi al sorgere e al tramontare del 

Sole. Al mattino dell'equinozio di primavera 26 marzo Hamal era appena visibile nelle vicinanze del Sole 

mentre dalla parte opposta Spica stava tramontando. Quando si verificava la situazione opposta, con Spica 

che sorgeva e Hamal che tramontava si aveva l'equinozio d'autunno 28 settembre. 

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Dati Fisici 

HAMAL o ALFA ARI 13 

Classificazione Gigante Arancione 

Classe spettrale K2IIICa1 

Distanza dal Sole 65,9 a.l. 

COORDINATE 

Ascensione Retta 2 h 7m 10,4s 

Declinazione +23° 27’ 45” 

DATI OSSERVATIVI 

Magnitudine Apparente da Terra 2,01 

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Origine del Nome 

Sheratan 

Beta Arietis β Ari / β Arietis, Sheratan è una stella bianca nella sequenza principale di magnitudine 2,64 

situata nella costellazione dell'Ariete. Dista 60 anni luce dal sistema solare. 

Osservazioni 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale, 

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord 

siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre 

invisibile solo in prossimità dell'Antartide. La sua magnitudine pari a 2,6 le consente di essere scorta con 

facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo 

serale ricade nei mesi compresi fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità 

rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. 

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Dati Fisici 

SHERATAN o BETA ARIETIS 

Classificazione Bianca nella sequenza principale 

Classe Spettrale A5V C 

Distanza dal Sole 59 a.l. 

COORDINATE 

Ascensione Retta 01h 54m 38,4091” 

Declinazione +20° 48’ 28,926” 

DATI FISICI 

Raggio Medio 2,34 raggi solari 

Massa 1,98 masse solari 

Accelerazione di gravità in superficie 4,00 logg. 

Temperatura superficiale 8.128,31 K 

Metallicità 145% del Sole 


Magnitudine apparente dalla Terra 2,64 

Magnitudine Assoluta 1,33 

Moto Proprio AR: 92,32 1,00 mx/anno Dec:-108,8 0,54 mx/anno 

Velocità Radiale -1.9 km/s 

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. Origine del Nome 

Mesarthim 

Ha il nome tradizionale Mesartim o Mesarthim, dell'origine oscura ed è stato chiamato “la prima stella in 

Aries„ come essendo contemporaneamente la stella visibile più vicina al punto dell’equinozio o punto 

vernale. Mesarthim, gamma ari, dall'arabo i servitori 

Osservazioni 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale; grazie alla sua posizione non fortemente boreale, 

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord 

siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre 

invisibile solo in prossimità dell'Antartide. Essendo di magnitudine 3,9, la si può osservare anche dai piccoli 

centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per 

la sua individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi 

fra settembre e febbraio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, 

grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. 

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Dati Fisici 

MESARTHIM 

Classificazione Iper Gigante Bianca 

Classe Spettrale A0 D 


COORDINATE 

Ascensione Retta 01h 53m 31,8143s 


DATI FISICI 



Accelerazione di gravità in superficie 3,81 logg, 

Temperatura superficiale 9772,37 K 


Magnitudine apparente dalla Terra 3.88 

Magnitudine assoluta -0,1 

Moto Proprio AR: 79,43 1,06 mx/anno Dec: -99,10 0,65 mx/anno 

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TORO 

Aldebaran 

Il suo nome deriva dalla parola araba ناربدلا al-Dabarān, l'inseguitore, in riferimento al modo in cui la stella 

sembra seguire l'ammasso delle Pleiadi nel loro moto notturno. Astrologicamente, Aldebaran era una stella 

fortunata, che portava ricchezze e onori. Era, insieme ad Antares, Regolo e Fomalhaut, una delle quattro 

stelle reali dei Persiani dal 3000 a.C. Aldebaran sembra visualmente associata all' ammasso 

delle Iadi l'ammasso aperto più vicino alla Terra, ma si trova in realtà molto più vicino a noi e l'associazione 

è data solo dalla prospettiva. 

Osservazioni 

Aldebaran è una delle stelle più facili da trovare in cielo, sia per la sua luminosità che per l' associazione con 

uno degli asterismi più evidenti. Se si traccia una linea che passa per le tre stelle della cintura di Orione da 

sinistra a destra nell'emisfero nord o da destra a sinistra nell'emisfero sud, la prima stella brillante che si 

incontra è Aldebaran, appare anche come la più luminosa delle Iadi, l'ammasso aperto nella testa del Toro. 

Si tratta però solo di un'associazione apparente in quanto Aldebaran è sulla linea di vista tra la Terra e le 

Iadi, che si trovano in realtà a una distanza doppia, a quasi 150 anni luce dal nostro pianeta. Aldebaran è 

abbastanza vicina all'eclittica da poter essere occultata dalla Luna. Tali occultazioni avvengono quando 

il nodo ascendente è vicino all'equinozio autunnale. L'occultazione del 22 settembre 1978 fu sfruttata per 

una stima del diametro della stella. La prossima opportunità si avrà nel 2015. È una stella binaria, ha infatti 

una piccola compagna, una debole nana rossa di tipo M2 posta a molte centinaia di unità astronomiche. Nel 

1993 misure della velocità radiale di Aldebaran, Arturo e Polluce sembravano mostrare un'oscillazione di 

lungo periodo della velocità radiale di Aldebaran che poteva essere interpretata come legata alla presenza 

un compagno sub stellare. La massa di questo ipotetico compagno era stimata in almeno 11,4 volte quella di 

Giove, con un periodo orbitale di 643 giorni, una separazione di 2 unità astronomiche e un'orbita 

mediamente eccentrica. Tuttavia tutte e tre le stelle mostrarono poi oscillazioni simili che avrebbe richiesto 

compagni di massa uguale; gli autori pertanto conclusero che la variazione della velocità era intrinseca e 

non dovuta a effetti gravitazionali di un compagno. Osservazioni successive non hanno confermato la 

presenza di alcun compagno in orbita attorno ad Aldebaran. Cinque deboli stelle appaiono abbastanza 

vicine al campo visivo di Aldebaran da farle considerare un'associazione di binarie ottiche. A queste stelle fu 

data una designazione di stella secondaria ordinata alfabeticamente all'incirca nell'ordine della scoperta, con 

la lettera A riservata alla primaria. Alcune osservazioni hanno indicato che Alpha Tauri B potrebbe avere 

all'incirca lo stesso moto proprio e la parallasse di Aldebaran e costituire così una binaria fisica. Le misure 

precise sono tuttavia piuttosto difficili perché la debole componente B si trova troppo vicina alla brillante 

compagna. Il margine di errore è perciò troppo elevato per confermare (o escludere) la relazione fisica tra le 

due stelle e questo vale anche per le altre secondarie, per nessuna delle quali è stato possibile confermare 

univocamente l'associazione fisica. Alpha Tauri CD è un sistema binario con le due componenti C e D legate 

gravitazionalmente tra loro e orbitanti una intorno all'altra. Le due stelle si trovano però molto più lontano di 

Aldebaran e fanno parte dell'ammasso delle Iadi che non interagisce in alcun modo con Aldebaran. 

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Aldebaran 

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Dati Fisici 

ALDEBARAN 

Classificazione Gigante Arancione Variabile 

Classe Spettrale K5 III 


COORDINATE 



DATI FISICI 



Temperatura Superficiale 3875 K 

Luminosità 153 luminosità solare 

Indice di Colore (B-V) 1,54 



Magnitudine Assoluta -0,64 

Moto Proprio AR: 62,78 mx/anno Dec: -189,36 mx/anno 

Velocità Radiale +53,8 km/s 

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Elnath 

Elnath, Beta Tauri, β Tau, detta anche Nath o El Nath, è la seconda stella più luminosa, dopo Aldebaran 

della costellazione delToro. Il suo nome proprio deriva dall'arabo حطن لا, an-naţħ, che significa quella che 

cozza con le corna. In effetti questa stella giace all'estremo superiore del grande corno della costellazione 

del Toro, proprio dove quest'ultima confina con quella dell'Auriga, tanto da essere attribuita ora all'una ora 

all'altra delle due costellazioni. Nel catalogo Bayer essa compare infatti anche come Gamma Aurigae, γ Aur. 

Nei moderni cataloghi è comunque stabilmente attribuita alla costellazione del Toro. 

Osservazioni 

La magnitudine apparente di β Tauri è 1,68, il che la rende una delle stelle più brillanti dell'intera volta 

celeste, per la precisione la ventisettesima in ordine di luminosità. È inoltre la stella brillante più vicina, dista 

infatti tre gradi in direzione ovest, al punto della volta celeste esattamente opposto al centro della Via Lattea, 

detto anche anticentro galattico. In questa direzione giacciono anche vaste nubi di gas, dove si 

stanno formando nuove stelle. Relativamente al Sole, essa presenta una certa abbondanza di manganese, 

ma una quantità di calcio e magnesio decisamente bassa, un ottavo di quella solare. Questa peculiarità si 

presenta spesso in stelle di questo tipo ed è dovuta all' azione combinata della gravitazione e 

della radiazione che spinge certi elementi all'interno della stella e ne fa affiorare degli altri in superficie. 

Elnath si trova in uno stadio avanzato della sua evoluzione: anche se non ha ancora completamente 

esaurito l'idrogeno all'interno del suo nucleo, questo succederà in tempi relativamente brevi, abbandonando 

così la sequenza principale; entro qualche milione di anni si trasformerà in una gigante rossa. Troppo poco 

massiccia per esplodere in una supernova, è destinata a diventare una nana bianca. 

Elnath β 

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Dati Fisici 

ELNATH 

Classificazione Gigante Blu 

Classe Spettrale B7 III 


Coordinate 



Dati Fisici 

Raggio Medio 4,6 – 6 Raggi solari 

Massa 4,5 Masse Solari 

Velocità di Rotazione 140 km/s 

Temperatura Superficiale 13.600 K 

Luminosità 700 Luminosità solare 

Indice di Colore (B-V) -0,13 


Magnitudine Apparente dalla Terra 1,68 




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LE PLEIADI 

Le Pleiadi, conosciute anche con il nome di ' Sette Sorelle ' oppure di ' Gallinelle ' sono note fin dall'antichità; 

infatti le cita Omero nell'Odissea e ne parla la Bibbia nel libro di Giobbe. I loro nomi, introdotti dal poeta 

greco Arato vissuto nel terzo secolo a.C., sono Alcione, la più luminosa, Maia , Merope , Elettra , Taigete , 

Asterope , Celeno e corrispondono alle sette mitiche figlie di Atlante. Nel XVI secolo sono stati aggiunti i 

nomi dello stesso Atlante e di sua moglie Pleione. Secondo un mito raccontato da Igino, I secolo d.C,. un 

giorno Pleione e le figlie, mentre stavano attraversando la Beozia, furono aggredite dal gigante Orione che 

voleva possederle oppure, secondo un'altra versione del mito, sedurre la madre. Le ragazze riuscirono a 

sfuggire all'agguato ma da quel giorno cominciò un lungo inseguimento da parte dell'infuriato Orione fino a 

quando Zeus, impietosito, le trasformò in stelle. Stessa sorte toccò poi al gigante il quale continuò 

l'inseguimento in cielo. Per quanto riguarda il nome c'è chi lo fa derivare da pléin , navigare, poiché le 

Pleiadi indicavano dopo l'inverno l'inizio della stagione idonea alla navigazione; chi invece lo fa derivare da 

pléion', più, poiché sono numerose e chi ancora da péleiades', stormo di colombe, poiché prima di 

diventare stelle Zeus le avrebbe trasformate in questi uccelli per potere sfuggire più facilmente 

all'inseguimento di Orione.Da notare che anche un marchio di auto porta il nome Pleiadi è la Subaru e per 

stemma la figura delle medesime. 

Osservazioni 

L'ammasso delle Pleiadi si trova a nord dell'equatore celeste, dunque nell'emisfero boreale; la 

sua declinazione è pari a circa 24°N, pertanto è sufficientemente vicina all'equatore celeste da risultare 

osservabile da tutte le aree popolate della Terra, fino al circolo polare antartico. A nord del circolo polare 

artico appaiono invece circumpolari, mentre un grado a nord del Tropico del Cancro si possono osservare 

allo zenit. L'ammasso domina, nell'emisfero nord, il cielo serale dalla metà dell'autunno all'inizio della 

primavera, mentre dall'emisfero sud è un oggetto tipico del cielo estivo. Le Pleiadi si individuano con grande 

facilità, anche dai centri urbani moderatamente afflitti da inquinamento luminoso; appaiono come un fitto 

gruppetto di astri molto vicini fra loro, di colore azzurro e dalla forma caratteristica, che ricorda quella di una 

chiocciola o una miniatura dell'Orsa Minore. Ad occhio nudo si possono scorgere, fuori dalle aree urbane, 

fino a una dozzina di componenti, sebbene le più appariscenti siano otto, cinque o sei in un cielo 

moderatamente inquinato. Al binocolo si ha la visuale migliore: l'ammasso appare completamente risolto in 

stelle, le quali da otto diventano alcune decine; si può inoltre notare che molte di quelle che ad occhio nudo 

sembravano stelle singole appaiono ora disposte in coppia o in piccoli gruppi; due concatenazioni di stelle 

minori si possono osservare ad est e a sudovest. La visione al telescopio a bassi ingrandimenti consente 

ancora di apprezzare la natura d'insieme dell'ammasso, mentre ad ingrandimenti maggiori non è possibile 

farlo rientrare tutto nell'oculare; telescopi più potenti possono inoltre mostrare fra le componenti delle 

deboli nebulosità diffuse, di colore azzurro, che riflettono la luce delle stelle principali delle Pleiadi. Un'altra 

curiosità è nell’età delle Pleiadi, quando su la Terra si estinguevano i Dinosauri, nascevano, circa 80/90 

milioni di anni fa. 

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Dati Fisici 

Ammasso aperto 

PLEIADI 

Ascensione Retta 3h 47’ 

Declinazione 24° 07’ 


Magnitudine Apparente 1,6 

Dimensione Apparente 110’ 

CARATTERISTICHE FISICHE 

Tipo Ammasso Aperto 

Classe I 3 r n 

Dimensione 12 a,l, 

Età Stimata 80 – 90 milioni di anni 

Designazione Messier M 45 

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GEMELLI 

Castore 

Castore α Gem / α Geminorum / Alfa Geminorum è un sistema stellare visibile 

nella costellazione dei Gemelli; si trova a circa 49,7anni luce dalla Terra ed è la seconda stella più brillante 

della costellazione cui appartiene, dopo Polluce. I nomi delle due stelle derivano dai gemelli della mitologia 

greca Castore e Polluce. Nel 1719 James Bradley scoprì che Castore era una binaria visuale, Castore 

A, di magnitudine apparente 2,0 e di classe A1, e Castore B, di magnitudine 2,8 e classe A2-5. Sono 

separate da circa 3,9 secondi d'arco e hanno un periodo di rivoluzione di circa 467 anni. Ognuna delle due 

componenti di Castore è una binaria spettroscopica, quindi un sistema quadruplo. 

Osservazione 

Il sistema di Castore si può osservare da tutte le aree abitate della Terra, ma principalmente dall'emisfero 

boreale: la sua declinazione, pari a circa 32°N, fa sì che alle latitudini scandinave sia circumpolare, mentre 

alle latitudini medie europee, mediterranee,statunitensi e dell'Asia centrale resti ben visibile per gran parte 

delle notti dell'anno, in particolare da ottobre a metà giugno. Il suo riconoscimento è facilitato dalle presenza, 

a pochi gradi di distanza, della stella Polluce, la quale appare leggermente più luminosa, ma comunque 

simile; da questa coppia di stelle, rappresentanti le teste dei due gemelli che la costellazione intende 

rappresentare, partono due concatenazioni di stelle che sembrano puntare in direzione di Orione. 

Castore A 

Castore A consiste di due stelle, chiamate Castore Aa e Castore Ab, distanti solo 3 milioni di km e orbitanti 

l'una intorno all'altra con un periodo di 9,21 giorni. Vista la loro vicinanza è abbastanza difficile distinguere le 

caratteristiche delle due stelle: Castore Aa dovrebbe essere una stella di classe A1, molto simile a Sirio, e 

quindi avente una massa di poco superiore alle due masse solari, un raggio circa 2,3 volte quello solare e 

una luminosità compresa fra 17 e 34 volte quella del Sole, a seconda delle caratteristiche della sua vicina 

compagna. Castore Ab è una stella nana, di classe incerta: essa è almeno M5, ma forse è più luminosa. La 

sua massa è probabilmente compresa fra il 40 e il 60% di quella solare. Tuttavia alcune osservazioni hanno 

riscontrato in Castore Ab fenomeni che paiono essere tipici delle stelle di classe A, come flare di raggi X o 

flare a banda larga. Questo ha portato alcuni a sospettare che Castore Ab sia in realtà una stella molto più 

massiva di quanto si sia finora pensato. 

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Castore B 

Castore B consiste di due stelle, chiamate Castore Ba e Castore Bb, distanti solo 4 milioni di km e orbitanti 

l'una intorno all'altra con un periodo di 2,9 giorni. Castore Ba è una stella di classe A2-5m, avente 1,7 volte la 

massa del Sole e 1,6 volte il suo raggio. È 14 volte più luminosa del Sole. Castore Bb è una stella nana di 

classe incerta: essa è almeno M2, ma forse appartiene a un tipo più luminoso. La sua massa si aggira fra il 

40 e il 60% di quella solare, ma forse è anche maggiore. 

Castore C 

Il sistema composto da Castore A e Castore B ha una debole compagna a circa 72" Castore C o YY 

Geminorum che ha la stessa parallasse e moto proprio; questa compagna è lei stessa una binaria 

spettroscopica, con un periodo orbitale di 19,5 ore. Le due componenti, chiamate Castore Ca e Castore Cb, 

sono separate fra loro da meno di 3 milioni di km e hanno una luminosità totale pari a 5,1% quella solare. Le 

due stelle, due nane rosse di classe M0,5Ve, hanno un'orbita quasi circolare il cui piano è posizionato in 

modo tale che dalla Terra possiamo osservare le due stelle eclissarsi l'una con l'altra. Castore Ca ha una 

massa stimata nell'ordine di 0,62 volte quella solare e una luminosità due centesimi e mezzo quella del Sole. 

Castore Cb ha una massa stimata nell'ordine di 0,57 volte quella solare e una luminosità simile a quella di 

Castore Ca. Si può quindi considerare Castore un sistema stellare sestuplo, con sei stelle individuali legate 

gravitazionalmente. 

Castore 

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Dati Fisici 

CASTORE 

Classificazione Stella bianca di sequenza, variabile, multipla 

Classe A1 V 

Distanza dal sole 49,8 a.l. 

COORDINATE 

Ascensione Retta 07h 34m 36s 


DATI FISICI 

Raggio Medio 2,1 Raggi Solari 



Luminosità 30 Luminosità Solari 

Indice di Colore (BV) 0,04 

Età Stimata 200 milioni di anni 


Magnitudine Apparente dalla Terra 1,96 


Moto Proprio AR: -206,33 mx/anno DEC: -148,18 mx/anno 


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Polluce 

Polluce, in latino Pollux, che si trova a sud-est di Castore , è una stella gigante di colore arancione che dista 

33,7 anni luce dalla Terra. Ha un diametro che è circa dieci volte maggiore di quello del Sole, ed è trenta 

volte più luminosa, mentre la sua temperatura superficiale è di poco inferiore ad esso. Anche se, 

solitamente, le lettere greche della nomenclatura di Bayer vengono assegnate in base alla luminosità, 

partendo da α e proseguendo man mano che essa diminuisce, nel caso di Polluce, la cui lettera 

identificatrice farebbe pensare a un "secondo posto", non è così. Polluce è infatti la stella più brillante 

della costellazione, e la diciassettesima stella in ordine di luminosità, mentre Castore è ventitreesima. Per 

spiegare questa discrepanza, ammesso che non si tratti di un semplice errore nell'assegnazione iniziale 

delle lettere, si è ipotizzato che una delle due stelle abbia cambiato la propria luminosità negli ultimi secoli, 

ma non si ha alcuna prova certa a sostegno dell'una o dell'altra ipotesi. 

Osservazioni 

Polluce ha un pianeta, Polluce b scoperto nel 2006. Il pianeta ha una massa minima 2,3 volte quella 

di Giove e ruota attorno alla stella in 589,6 giorni 

Polluce in confronto col Sole 

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Dati Fisici 

POLLUCE 


Classe spettrale K0 IIIb 


COORDINATE 



DATI FISICI 



Periodo di Rotazione 38 giorni 






Magnitudine dalla Terra 1,15 


Moto Proprio AR: -625,69 mx/anno Dec: -45,95 mx/anno 

Velocità Radiale 3,3 km/s 

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Wasat 

Delta Geminorum δ Gem, è una stella della costellazione dei Gemelli. È tradizionalmente nota come Wasat, 

parola araba col significato di centrale o di mezzo. In cinese la parola 天樽 Tiān Zūn, che significa Coppa di 

vino celeste, indica un asterismo composto da δ Geminorum, 57 Geminorum ω Geminorum nella 

costellazione cinese del Pozzo dell'Uccello Vermiglio del Sud. δ Geminorum stessa è quindi conosciuta col 

nome di 天樽二, Tiān Zūn èr, che significa La Seconda Stella della Coppa di Vino Celeste.. O, più 

semplicemente, Ta Tsun. 

Osservazioni 

Wasat è solo due decimi di grado a sud dell'eclittica e perciò è periodicamente occultata dalla Luna e più 

raramente da un pianeta. L'ultima occultazione da parte di un pianeta è stata quella causata da Saturno il 30 

giugno 1857. La prossima occultazione sarà causata da Venere il 12 agosto 2420. Wasat è in realtà 

una stella binaria avendo una compagna più fredda, una stella di Classe K non visibile ad occhio nudo, ma 

facilmente osservabile con un piccolo telescopio. Il periodo orbitale di Wasat e della sua compagna è di 

1200 anni. 

Wasat 

Posizione di Wasat dal centro leggermente in alto 

a sinistra 

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Dati Fisici 

WASAT 

Classe Spettrale F0 


COORDINATE 




Magnitudine dalla Terra 3,5 

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Alhena 

Alhena γ Gem / Gamma Geminorum, chiamata anche Almeisan, è la 

terza stella più luminosa della costellazione dei Gemelli, dopo Polluce e Castore. Essa brilla 

alla magnitudine 1,95, il che ne fa la quarantunesima stella più luminosa dell'intera volta celeste. Il nome 

Alhena deriva dall' Arabo هع ن ه لا Al Han'ah, che significa marchio a fuoco, sul collo del cammello, mentre il 

nome alternativo Almeisan deriva dall'arabo المیسان Al Maisan, che significa la splendente. 

Osservazioni 

Alhena è posta nella parte sud-ovest dei Gemelli, in corrispondenza dei piedi di Polluce. Essa inoltre si trova 

a nord di uno dei più conosciuti asterismi, quello del Triangolo invernale. Avendo declinazione +16°, cioè 

essendo collocata abbastanza vicino all'equatore celeste, benché si tratti di una stella dell'emisfero boreale è 

visibile anche in tutte le regioni abitate dell'emisfero australe. Diviene circumpolare solo nelle estreme regioni 

settentrionali dell'emisfero boreale, oltre il 74º parallelo, ossia nelle parti più settentrionali della Russia, 

del Canada e della Groenlandia. Alhena è in realtà una stella doppia, avendo la principale una compagna. 

Ciò fu scoperto nel 1905. Non è possibile risolvere le due componenti mediante un telescopio vista la 

distanza del sistema, quella fra le due componenti e la loro grande differenza di luminosità. Si è quindi ricorsi 

a metodi spettroscopici, misurando le differenze di velocità radiale della principale. Tuttavia il 13 

gennaio1991, l'asteroide 381 Myrrha ha occultato Alhena ed è stato possibile osservare direttamente la 

secondaria per il breve lasso di tempo in cui la principale era ancora eclissata dall'asteroide, mentre la 

secondaria non lo era già più [ . Il sistema di Alhena è stato fatto oggetto di numerose indagini e c'è una 

discreta conoscenza delle sue caratteristiche. Le difficoltà dello studio del sistema sono determinate dalla 

combinazione di un periodo orbitale abbastanza lungo con una eccentricità molto elevata. La secondaria 

orbita intorno alla principale con un periodo di poco più di 12 anni e mezzo e l'eccentricità dell'orbita è 0,89. 

La distanza media fra le due componenti è di 8,5 unità astronomiche, ma l'alta eccentricità dell'orbita le porta 

ad avvicinarsi fino a 1 UA al periastro e ad allontanarsi fino a circa 18 UA all'afastro. La differenza di 

luminosità fra le due componenti dovrebbe aggirarsi intorno alle 6,5 magnitudini, il che significa che la 

seconda dovrebbe avere una luminosità di circa 0,6 L ☉. Ciò non collima del tutto con le masse stimate delle 

due componenti: 2,8 M ☉ e 1,07 M ☉. Secondo la misura della massa infatti la secondaria dovrebbe essere 

una stella simile al Sole e trovarsi fra le prime sottoclassi della classe spettrale G. Secondo la misura della 

differenza di luminosità invece la secondaria dovrebbe essere una stella che si colloca fra le ultime 

sottoclassi della classe G e le prime della classe K. L'osservazione diretta durante l'occultamento della 

principale tramite l'asteroide ha rivelato che la stella è di colore giallo e che quindi dovrebbe trattarsi di una 

stella di classe G. Evidentemente ci sono però ancora troppe incertezze nelle misurazioni, che richiedono 

ulteriori studi. In ogni caso dovrebbe trattarsi di una stella di sequenza principale, essendosi le due 

componenti formate dalla stessa nuvola di gas ed evolvendo le stelle di massa più grande più velocemente. 

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Alhena 

γ indica la posizione di Alhena nella 

costellazione dei Gemelli 

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Dati Fisici 

ALHENA 

Classificazione Stella Subgigante Bianca 

Classe Spettrale A0 IV 

Distanza dal sole 110 a.l. circa 

COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 5 Raggi solari 


Periodo di Rotazione 80 Giorni 


Temperatura Superficiale 9.500 K circa 





Magnitudine dalla Terra +1,90 

Magnitudine Assoluta -0.61 


Velocità radiale -12,5 km/s 

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Mebsuta 

Mebsuta, Epsilon Geminorum. Il nome, sorprendentemente simili e facilmente confuso con Mekbuda. 

Nell'antica tradizione arabo le due stelle erano le zampe di un leone (relativo, ma non esattamente, Mebsuta 

si riferisce alla zampa tesa, Mebsuta è una delle stelle più rare . 

Osservazioni 

Mebsuta misura 150 il nostro Sole, ovvero circa le dimensioni dell'orbita di Venere. Mebsuta è uno dei pochi 

supergiganti che si trovano lungo il percorso della Luna. Con tempismo quanto tempo ci vuole la Luna in 

movimento per coprire, o occulta, una stella, siamo in grado di misurare il diametro angolare della 

stella. Tale misurazione, in combinazione con un altro metodo che comporta l'interferenza di onde di luce 

dalla stella, dà esattamente lo stesso diametro, mostrando vari parametri della stella siano corrette. Mebsuta 

luminosità e la temperatura suggeriscono che la sua massa risulta compreso tra i 7 e 9 volte quella del Sole 

e che ora è in uno stato piuttosto avanzato di invecchiamento, più probabile fusione di elio in carbonio nel 

suo nucleo profondo. 

24

Dati Fisici 

MEBSUTA 

Classificazione Stella Supergigante Gialla 

Classe Spettrale G8 Ib 

Distanza dal sole 903 a.l. 

COORDINATE 



DATI FISICI 


Massa 8 Masse Solari circa 





Magnitudine dalla Terra +2,98 



Velocità radiale 9,9 km/s 

25


Tejat Posterior 

Ha il nome tradizionale Tejat posteriore , il che significa piede posteriore , perché è ai piedi del Castore , uno 

dei gemelli 

Osservazioni 

Tejat Posterior, la Mu, collocata in prossimità del limite Ovest. La via Lattea ne lambisce la porzione 

Occidentale ed è proprio in questa regione che si addensano gli oggetti Galattici più cospicui e le nebulose 

diffuse. Qui si trova M 35, l’unico oggetto del Catalogo di Messier della costellazione, Si tratta di un 

ammasso stellare aperto che, in condizioni di buona visibilità può essere osservato a occhio nudo, essendo 

caratterizzato da una magnitudine integrale di poco più debole della quinta e da un estensione simile a 

quella della Luna piena. Al di fuori di quest’area si incontrano altri più deboli ammassi, alcune nebulose 

planetarie e flebili Galassie 

26

Dati Fisici 

TEJAT POSTERIOR 

Classificazione Gigante Rossa 

Classe Spettrale M3 III 

Tipo di Variabile Irregolare LB 

Periodo di Variabilità 27 giorni 

Distanza dal Sole 250 a.l. circa 

COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 104 Raggi Solari 

Massa 9 Masse Solari 

Temperatura Superficiale 3,650 K 

Luminosità 1.540 Luminosità Solari 



Magnitudine Apparente da Terra min 3,02 max 2,75 

Magnitudine Assoluta -1,39 media 

Moto Proprio AR: 58,39 mx/anno Dec: -110,03 mx anno 


27 

,


Propus o Tejat Prior 

Tejat Prior anche Propus , in origine greca che significa, piede è il nome della stella η Geminorum, 

Eta Geminorum . Propus è dal Propous di Ipparco circa 160-120 a.C. secondo secolo, astronomo greco 

Tolomeo, che indica la sua posizione di fronte al piede sinistro di Castore, ed è il suo titolo universale 

Osservazioni 

Tejat Prior può essere coperta dalla luna e, molto raramente da pianeti. L'ultima eclissi di Tejat Prior da un 

pianeta ha avuto luogo il 27 Luglio 1910 dal pianeta Venere , il secondo per durare in data 11 Luglio 1837 

da Mercurio. 

28

Dati Fisici 

TEJAT PROPUS o PRIOR 


Classe Spettrale M3 III 0III ab 

Tipo di Variabile Irregolare LB 


Distanza dal Sole 349 a.l. circa 

COORDINATE 



DATI FISICI 



Temperatura Superficiale 3.600 k 

Luminosità 2400 Quella del sole 

Indice di Colore (BV) 




29


CANCRO 

Asellus Australis 

Ha la denominazione tradizionale Australis Asellus che in latino significa sud asino colt . Essa ha anche il 

più lungo di tutti i nomi noti, stella Arkushanangarushashutu , derivati da antico babilonese che significa la 

stella del sud-est del granchio. 

Osservazioni 

Delta Cancri o Asellus Australis è stata coinvolta nella prima occultazione registrata, da Giove: 

L'osservazione più antica di Giove, che conosciamo è quella riportata da Tolomeo, quando il pianeta 

eclissato la stella nota come Delta Cancri. Questa osservazione è stata fatta il 3 settembre, sul meridiano di 

Alessandria d’Egitto.Delta Cancri segna anche il famoso ammasso stellare aperto Presepe o Cluster, noto 

anche come Messier 44. Nei tempi antichi M44 è stato utilizzato come indicatore del tempo, come la rima 

seguente greco Arato ' Prognostica rivela: Un presepe torbida con entrambe le stelle Shining inalterato è un 

segno di pioggia. Mentre se l'Ass nord non è disponibile Con vaporoso Sindone, quello con il luccichio sud 

radiante, Aspettatevi a sud del vento: il sudario vaporoso e radianza Scambio di Borea Harbinger stelle. - 

Allen, 1898 Il significato di questo versetto è che se Asellus Borealis o Gamma Cancris è nascosto dalle 

nuvole, il vento sarà da sud e che la situazione sarà invertita se Arkushanangarushashutu è oscurata. C'è 

qualche dubbio però circa l'esattezza di questa come nota Allen: Il nostro Weather Bureau, probabilmente ci 

dicono che se una di queste stelle erano così nascosto, l'altro sarebbe anche. Allen, 1898 

30

Dati Fisici 

ASELLUS AUSTRALIS 


Classe Spettrale K0III 

Tipo di Variabile sconosciuta 

Periodo di Variabilità 


COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 9 raggi solari 

Massa 0.9 masse solari 


Luminosità 





Moto Proprio RA: -17,10 mx/anno dec: -228,46 mx/anno 


31


Asellus Borealis 

Asellus Borealis γ Cnc / γ Cancri / 43 Cancri è una stella situata 

nella costellazione del Cancro avente magnitudine apparente+4,67. L'origine del nome è correlata 

all'ammasso aperto M44, denominato Il Presepe, in virtù della posizione della stella nella costellazione la 

parola Asellus significa asino nella lingua latina. A differenza di Asellus Borealis, che si trova all'estremo 

nord della costellazione, la stella Asellus Australis δ Cancri si trova nell'estremo meridionale. 

Osservazioni 

Il mescolamento dei gas dovuto alla sua rapida rotazione 79 km/s comporta una composizione chimica 

normale che la esclude dal gruppo di stelle peculiari. Asellus Borealis possiede due compagne visuali 

rispettivamente a 1 e 2 minuti d'arco. La seconda, denominata Gamma Cancri B, è una stella doppia. Ciò 

nonostante, nessuna delle due è influenzata dalla gravità di Asellus Borealis, perché si trovano 

semplicemente sulla stessa linea visuale 

32

Dati Fisici 

AUSELLUS BOREALIS 

Classificazione Gigante Bianca 

Classe Spettrale A1 IV 


COORDINATE 



DATI FISICI 



Temperatura Superficiale 9.400k 


Età Stimata 780 milioni di anni 


Magnitudine Apparente da Terra + 4,67 

Magnitudine Assoluta + 1,23 

Moto Proprio 

Velocità Radiale + 4,67 km/s 

33


Acubens 

Acubens (α Cnc / α Cancri / 65 Cancri), è un sistema stellare triplo della costellazione del Cancro di classe 

spettrale A5m. La lettera 'm' indica che si tratta di stelle con linee metalliche. Il suo nome deriva dalla parola 

araba ى نا بز لا Az-Zubana che significa pinza del cancro -. Assai simile al Sole 

Osservazioni 

La componente principale del sistema Acubens A è a sua volta una stella doppia, la cui natura è stata 

scoperta grazie ad una occultazione lunare e le cui componenti sono separate soltanto da 0,1 parcsec. 

Ognuna delle due stelle è 23 volte più luminosa del Sole con una massa doppia. A 11 secondi di arco, si 

trova la compagna Acubens B che appare come una stella di magnitudine apparente 12. A sua volta è un 

sistema binario del quale si sa molto poco. Acubens A e Acubens B si trovano separate di almeno 600 UA. 

34

Dati Fisici 

. 

ACUBENS 

Classificazione Bianca 

Classe Spettrale A5m 


COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 1 Raggio Solare 


Temperatura Superficiale 

Luminosità 23 Luminosità del Sole 






Velocità Radiale -13,8 km/s 

35


Altarf 

Cancri Beta (β Cnc, β Cancri) è la più brillante stella della costellazione del Cancro .Ha il nome tradizionale 

Tarf o Al Tarf, Altarf, certamente una derivazione dall’arabo l’occhio o lo sguardo 

Osservazioni 

Beta β Cancer , Al Tarf , la marcatura del piede meridionale posteriore del Granchio. Si tratta di un arancio K 

di tipo gigante con una magnitudine apparente di 3,50 e la magnitudine assoluta di -1,25. Ha un debole, 

compagno di quattordicesima magnitudine trova a 29 secondi d'arco di distanza. 

36

Dati Fisici 

ALTARF 

Classificazione Gigante Arancio 

Classe Spettrale K 4III 

Tipo di Variabile non specificato 



COORDINATE 


Declinazione 09° 11’ 07,961” 

DATI FISICI 


Massa 



Indice di Colore (BV) -1.48 




Moto Proprio RA: -46,80 mx/anno Dec: -48,65 mx/anno 


37


LEONE 

Regolo 

Il nome Regulus deriva dal latino e significa "piccolo re". Data la sua posizione nella costellazione è 

conosciuta anche come Cor Leonis, "il cuore del Leone". Era una delle quattro stelle regali dei Persiani, 

insieme a Aldebaran, Antares e Fomalhaut. 

Osservazioni 

La stella appartiene alla sequenza principale, è di tipo spettrale B, ed è 3,4 volte più massiccia del Sole. 

Trattandosi di una stella bianco-azzurra, è molto più calda del Sole e circa 130 volte più luminosa. Regulus A 

è anche una binaria spettroscopica; attorno alla principale ruota una debole stella di 0,3 masse solari, 

probabilmente una nana bianca che dista solamente 0,35 U.A. dalla principale. . Regolo è un sistema 

quadruplo, infatti distante 4200 unità astronomiche è presente un piccola compagna che è in realtà a sua 

volta una stella doppia le cui componenti sono una stella di tipo spettrale K1, con una massa pari all'80% di 

quella solare e una luminosità pari a poco meno di un terzo di quella del Sole, e una compagna molto più 

debole di classe spettrale M e di massa pari a un quinto di quella solare; queste due componenti distano fra 

loro 95 UA. Orbitano intorno alla principale con un periodo di almeno 130 000 anni. Regulus si trova quasi 

sul piano dell'eclittica; per questo viene sovente occultata dalla Luna, e, più raramente, anche dai pianeti del 

sistema solare. 

L'oggetto brillante sulla sinistra è Regolo. La debole macchia chiara al centro è la galassia nana sferoidale UGC 5470. 

38

Dati Fisici 

REGOLO 

Classificazione Stella Bianca-azzurra 

Classe Spettrale B7 V 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Periodo di Rotazione 19,2 ore 





39


Denebola 

Denebola β Leo / β Leonis / Beta Leonis è la seconda stella più luminosa della costellazione del Leone. Il 

suo nome deriva dall'arabo ,دس لاا ب نذ Deneb Alased, pron. IPA, ðanab al-asad, la coda del Leone, in quanto 

per la sua posizione nella costellazione rappresenta la coda del Leone il nome di Deneb nella costellazione 

del Cigno ha un'origine simile. Denebola è una stella di classe spettrale A3-V, con 

una temperatura superficiale di circa 8500 K, situata a circa 36 anni luce di distanza da terra. Possiede più 

del doppio della massa del Sole, è una volta e mezza il suo diametro ed ha una luminosità circa 12 volte 

superiore a quella solare. La sua magnitudine apparente è di 2,14. Denebola è una stella variabile Delta 

Scuti, il che significa che la sua luminosità varia molto lievemente nel corso di un paio d'ore. 

Osservazioni 

Denebola mostra un forte eccesso di radiazione nella lunghezza d'onda degli infrarossi, il che sta a 

significare che in orbita attorno alla stella potrebbe trovarsi un disco di polveri a bassa temperatura. Come si 

ritiene che anche il nostro Sistema Solare abbia avuto origine da un simile disco, così Denebola e stelle 

simili, come Vega e Beta Pictoris, potrebbero essere candidate ad ospitare dei pianeti extrasolari. La polvere 

che circonda Denebola ha una temperatura di circa 120 K. Sono stati fatti in seguito dei tentativi di 

visualizzare il disco circumstellare, ma senza successo; da ciò è chiaro che il disco è molto più piccolo di 

quello che circonda, ad esempio, Beta Pictoris, molto spesso rappresentato. Recenti studi in 

ambito cinematico hanno rivelato che Denebola fa parte di un'associazione stellare chiamata 

superammasso IC 2391. Tutte le stelle che fanno parte di questo raggruppamento presentano un moto 

simile, anche se non sono legate da vincoli gravitazionali. Si ipotizza dunque che tali stelle siano nate nello 

stesso luogo e che inizialmente formassero un ammasso aperto; altre stelle di questo ammasso sono Alpha 

Pictoris, Beta Canis Minoris e gli altri membri dell'ammasso aperto IC 2391. Sono stati identificati in tutto più 

di 60 probabili membri. 

40

Dati Fisici 

. 

DENEBOLA 

Classificazione Sequenza Principale 

Classe Spettrale A3 V 

Tipo di Variabile Variabile delta Scuti 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Periodo di Rotazione 1.265 giorni 



Magnitudine Apparente da Terra da 4,8 a 6,3 




41


Chertan 

Chertan da Arabo Al-kharātān, due piccole nervature, originalmente riferendosi al δ e al θ Leonis. 

Osservazioni 

Chertan Theta Leonis. E 'difficile sapere come chiamare questa stella, che si trova verso la parte posteriore 

del Leo (Leone), cioè, che uno dei suoi tre nomi: l'apparentemente più antico, coxa, latino, riferendosi alla 

"hip" di il Leone, Chertan da al-khurtan, arabo, utilizzato sia per la Delta e in riferimento alle "costole"), la 

riduzione o un altro con lo stesso nome arabo, Chort. Gli studiosi recenti sembrano preferire Chertan, quindi 

cerchiamo di non adottare qui, anche se nessuno di loro potrebbe essere sufficiente. Vista la confusione, si 

vede che è meglio chiamare la stella con la sua lettera greca nome di Theta Leonis. A prima vista, è solo 

un'altra di quelle visibili ad occhio nudo (magnitudine terzo, 3,34), bianco, classe A di idrogenofusione 

nani fatti così familiare da Sirio , Vega , Fomalhaut , Altair , e un numero enorme di altri. Eppure, 

come uno di loro, ha le proprie caratteristiche individuali. 

42

Dati Fisici 

CHERTAN o THETA LEONIS 

Classificazione Azzurra 

Classe Spettrale A2V 


COORDINATE 



DATI FISICI 







Magnitudine Assoluta .0,35 



43


Zosma 

Il nome deriva probabilmente dal greco zwsma, il Ginocchio. Il termine sarebbe stato trovato nelle Tavole 

Persiane, ma non si addice alla posizione della stella nella costellazione: essa si trova infatti sulla groppa 

dell’animale, vicino alla coda. Ulugh Begh la chiamò correttamente Al Thahr al Asad, il Dorso del Leone. 

Osservazioni 

Zosma è relativamente una ordinaria, sequenza principale, stella, anche se calda e piuttosto più grande e 

del Sole. È una stella ragionevolmente ben studiata, tenendo conto le misure relativamente esatte dell’ età e 

formato. Avendo una massa più grande del sole avrà una durata della vita più corta e durante gli altri 600 

milione anni aumenterà di volume e cambierà da arancio o gigante rossa, prima di decadere 

tranquillamente nella nano bianca. 

44

Dati Fisici 

ZOSMA 

Classificazione Arancio 

Classe Spettrale A4 V 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Periodo di Rotazione 





Moto Proprio 

Velocità Radiale 21 km/s 

45


Algieba 

Al Gieba o Algeiba, secondo Allen, deriva dalla degenerazione araba di Iuba, vocabolo latino che indica la 

criniera, del cavallo come di qualunque altro animale. La stella, in effetti, si trova proprio nella posizione 

adatta, nel contesto della costellazione, a giustificare un tal nome. 

Osservazioni 

Scoperta come doppia da W. Herschel nel 1782, e osservata anche da F. W. G. Struve nel 1831, la g Leonis 

è una delle più belle del cielo in assoluto, anche se è abbastanza difficile per i piccoli telescopi a causa della 

scarsa distanza tra le sue componenti. La separazione é di 4,4” in PA 124°. Le magnitudini sono 2,61 e 3,50, 

i tipi spettrali K0III e G7IIIcomp. La MV della primaria è –0,1. Il periodo, abbastanza lungo, non è stato del 

tutto determinato, ma sembra si aggiri tra i sei e i sette secoli. 

Lo sciame delle Leonidi. Circa 2° a nordovest da Al Gieba si trova il radiante del famoso sciame meteorico 

delle Leonidi, che tocca il massimo dell’intensità il 17 novembre di ogni anno, e che si presenta di particolare 

spettacolarità ad intervalli di 33 anni. Gli anni in cui il fenomeno è stato più cospicuo sono stati il 1799, il 

1833, il 1866 e il 1966. Le Leonidi sono il prodotto della progressiva disintegrazione della cometa Tempel- 

Tuttle, che ha un periodo di 33,176 anni e la cui orbita passa abbastanza vicino a quella della Terra; la 

cometa, a causa dell’azione del vento solare, va lasciando particelle solide lungo la propria orbita; quando la 

Terra incrocia l’orbita della cometa, appunto il 17 novembre, trova sul proprio cammino questo sciame di 

particelle le quali, entrando nel suo campo gravitazionale ad altissime velocità, ionizzano l’atmosfera 

producendo quella scia luminosa che vediamo prima di disintegrarsi. Tutti gli anni la Terra, passando in 

quella zona, incontra una certa quantità di meteore; ovviamente, il fenomeno è più vistoso una volta ogni 33 

anni, quando lo sciame è ben più cospicuo in coincidenza con il vicino passaggio della cometa. 

46

Dati Fisici 

ALGEIBA 

Classificazione Stella doppia Gigante 

Classe Spettrale K0 IIIb 


COORDINATE 



DATI FISICI 


Massa 1,23 Masse Solari circa 


Periodo di Rotazione 1.474 giorni 

Velocità di Rotazione 1,5 km/s 


Magnitudine Apparente da Terra 2,8 3,51 


Moto Proprio AR:310,77 mx/anno Dec .152,88 mx/anni 

Velocità Radiale -36,34 

Età Stimata 2 miliardi di anni 

47


Ras Elased Australis 

Epsilon Leonis, Leo ε, ε Leonis. La stella ha i nomi tradizionali Ras Elased Australis , Asad 

Australis e Algenubi , ognuno dei quali derivano dall'arabo سأر دس لأا ي بون ج لا Ras al-'Asad al-Janubi , che 

significa stella del sud della testa del leone; australis è latino per meridionale. 

Osservazioni 

E’ la quinta più luminosa stella nella costellazione del Leone, Epsilon Leonis è una stella di classe G simile 

al sole. La classificazione stellare è G1 II. Tuttavia, è molto più grande e più luminosa del Sole, con una 

luminosità 360 volte e un diametro 23 volte solare. Di conseguenza, la sua magnitudine assoluta è in realtà 

-1,46, rendendola una delle stelle più luminose della costellazione, significativamente più che la sua stella 

alfa, Regolo . Algenubi di luminosità apparente , però, è solo 2,975. Data la sua distanza di circa 250 anni 

luce dalla Terra , la stella è più di 3 volte la distanza da noi di Regulus. 

48

Dati Fisici 

RAS ELASED AUSTRALIS 




COORDINATE 



DATI FISICI 









49


VERGINE 

Spica o Spiga 

Spica o Spiga, α Virginis è una stella brillante di prima magnitudine situata nella costellazione della Vergine. 

Il nome Spica è la parola latina che significa spiga di grano, in riferimento alla pianta che la Vergine regge in 

mano nelle rappresentazioni canoniche del personaggio dello zodiaco 

Osservazioni. 

Spica può essere trovata facilmente in cielo seguendo l'arco che forma l'Orsa Maggiore fino 

ad Arturo α Boötis, e proseguendo la linea della stessa distanza fino a Spica. Si pensa che Spica sia stata la 

stella che permise ad Ipparco di scoprire la precessione degli equinozi. Il tempio di Tebe in Egitto, fu 

costruito allineandolo con Spica attorno al 3200 a.C., e col tempo la precessione causò un lento ma 

rilevabile cambiamento nell'orientazione del tempio. Anche Nicolò Copernico fece molte osservazioni di 

Spica per le sue ricerche sulla precessione. È una stella binaria o forse multipla, di tipo spettroscopico, in cui 

il corpo celeste principale emana circa l'80% della luce percepibile dalla Terra. La compagna è piuttosto 

vicina alla stella principale, solamente 0,12 U.A. ed il suo periodo di rivoluzione attorno al comune centro di 

massa è di 4,01 giorni. Entrambe le stelle sono di tipo spettrale B; la principale è una variabile Beta Cephei, 

10 volte più massiccia del Sole e 12.000 volte più luminosa, è destinata a terminare la propria esistenza 

come supernova, mentre la secondaria è meno massiccia, 6 masse solari, e leggermente più fredda 

18.500 K. 

50

Dati Fisici 

SPICA O SPIGA 

Classificazione Gigante Blu 

Classe Spettrale B1 III-IV 

Tipo di Variabile Beta Cefei rotante ellissoidale 



COORDINATE 


Declinazione -11° 09’ 41” 

DATI FISICI 





Magnitudine Apparente da Terra 




Indice di Colore (BV) -0,13 

51


Vindemiatrix 

Il nome Vindemiatrix significa la vendemmiatrice ed è la 

traduzione latina del greco Protrugeter, Protrugetes o Trugeter. Con questo nome figura nelle tavole 

alfonsine ed è quello che è prevalso fino ai nostri giorni. Precedentemente, durante l'Impero Romano, era 

conosciuta come Vindemiator, Vindemitor e Provindemiator; a quei tempi sorgeva alle prime luci dell'alba 

verso la fine di agosto e per questo segnava il momento della vendemmia. A causa della precessione degli 

equinozi la stella non sorge più a quell'ora alla fine di agosto, il suo posto è oggi occupato dalle stelle della 

costellazione del Leone. L'astronomo italiano Giovanni Battista Riccioli chiamava la stella Protrigetrix, 

in Cina era conosciuta come Tsze Tseang,il secondo generale, nel mondo arabo viene 

chiamata Almuredín e Alaraph. Nell'antica Arabia, insieme a Minelava, δ Virginis, Zaniah, η Virginis e 

Porrima, γ Virginis, formava la figura Al 'Awwa', che significa cane che abbaia. 

Osservazione 

Situata a 102 anni luce dal Sistema Solare, Vindemiatrix è una stella gigante gialla di tipo spettrale G8III con 

una temperatura superficiale di 5040 K. La sua luminosità è 83 volte superiore a quella del Sole e il suo 

raggio è 11,4 volte più grande del raggio solare. La sua metallicità è circa il 30 percento superiore a quella 

del Sole ([Fe / H] = + 0,13) ed è un'importante fonte di raggi X, ciò indica una grande attività magnetica sulla 

superficie. La radiazione X emessa dalla stella è 300 volte superiore a quella emessa dal Sole, 

soloCapella, α Aurigae, Deneb Kaitos, β Ceti e 24 Ursae Majoris la superano. Con una massa di 2,6 masse 

solari, la sua età è stimata in 560 milioni di anni, quando cominciò la sua vita nella sequenza principale come 

stella bianco-azzurra di tipo B. Vindemiatrix fa probabilmente parte della corrente delle Iadi, un'associazione 

stellare forse sfuggita all'omonimo ammasso stellare delle Iadi. 

52

Dati Fisici 

VINDEMIATRIX 

Classificazione Gigante Gialla 

Classe Spettrale G8 III 


COORDINATE 



DATI FISICI 








Luminosità 83 Luminosità solari 

53


Heze 

Zeta Virginis (ζ Vir/ ζ Virginis) è a stella in costellazione Virgo. Inoltre ha il nome tradizionale Heze, che 

non è usato spesso e dell'origine poco chiara. La stella è conosciuta As Jiao Xiu 2 (角宿二) 

nella Costellazioni cinesi. 

Osservazioni 

HEZE (Zeta Virginis). Quasi a nord di Spica in Virgo , Heze forma un bel triangolo destra con Porrima , che 

si trova appena ad ovest di essa. Mentre i significati dei nomi delle altre stelle sono ben noti, quello di Heze 

non è, e la stella di solito va sola con la sua lettera greca nome di Zeta Vir. Fisicamente, di terza 

grandezza 3.37 di classe A bianco A3 di idrogeno-fusing, stella nana non è molto imponente. Ha 

circostante dischi polverosi che implicano la possibilità di sistemi planetari, ma non questo. Il suo aspetto 

più significativo fisico, può essere la sua elevata velocità di rotazione equatoriale di almeno 222 chilometri 

al secondo, che dà un periodo di rotazione al di sotto di mezza giornata. Esistono alcune prove per 

abbondanze elevate di elementi più pesanti e, che può essere il prodotto di diffusione, separazione fisica, 

che è dispari dato una velocità di rotazione elevata che tende a causare miscelazione. 

54

Dati Fisici 

HEZE 

Classificazione Bianca 

Classe Spettrale A3 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Velocità Radiale 18s/anno 



Magnitudine Assoluta 

Luminosità 18 luminosità Solari 


55


Auva 

I nomi medioevali Auva, Al Awwa e Minelauva provengono dal ىوع arabo awwa' scortecciando, cane che 

abbaia. 

Osservazioni 

Delta Virginis (Vir δ, Virginis è una stella nel zodiaco costellazione della Vergine . Ha il nome 

tradizionale AUVA . Con una magnitudine apparente visuale di 3,4, questa stella è abbastanza brillante da 

essere vista ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misurazioni, si trova ad una distanza di circa 198 anni 

luce 61 parsec da terra . Lo spettro di questa stella corrisponde ad una classificazione stellare di M3 

III, che la colloca tra la categoria di evoluti chiamati stelle giganti rosse . In effetti, l'atmosfera esterna di 

questa stella si è ampliata a circa 48 volte il raggio del Sole. Anche se ha solo 1,4 volte la massa del 

Sole, questa busta ampia che dà una luminosità di circa 468 volte del sole. Questa energia viene irradiata 

da un ambiente relativamente freddo esterno che ha una temperatura effettiva di circa 4000 K. E 'questa 

temperatura fresca che dà il rosso-arancio bagliore di una stella di tipo M. 

56

Dati Fisici 

AUVA 

Classificazione Gigante rossa 

Classe Spettrale M3 III 


COORDINATE 


Declinazione 03° 23’ 51” 

DATI FISICI 



Temperatura Superficiale 4.000 







Moto Proprio RA: -18,4 mx/anno Dec: -52,83 mx/anno 

57


Porrima 

Il nome Porrima deriva dal latino e si riferisce ad una dea della mitologia romana, invocata per la 

prevenzione e la protezione dei parti dei nascituri. La stella era conosciuta come Prorsa e Prosa nel II 

secolo. In Babilonia era conosciuta come Kakkab Dan-nu, la Stella dell'eroe. 

Osservazioni 

Porrima è una stella binaria composta da due stelle praticamente identiche nel valore della magnitudine 

apparente +3,48 e +3,50. Entrambe sono stelle della sequenza principale di tipo spettrale F0V con una 

temperatura di 7000 K La luminosità delle due stelle, prese singolarmente, è 4 volte maggiore di quella 

solare. Il periodo orbitale del sistema è di 170 anni mentre la separazione media tra le due stelle è di 40 UA, 

approssimativamente la distanza tra Plutone e il Sole. La magnitudine congiunta del sistema è di +2,74.. 

Porrima fu una delle prime stelle binarie scoperte. Un missionario in India, tale Richaud, la scoprì 

nel 1689. William Herschel misurò il suo angolo di posizione nel 1781, e suo figlio, John Herschel, calcolò la 

sua orbita nel 1833. Fino agli inizi degli anni 90 del novecento era un oggetto facile da osservare, ma la 

distanza apparente tra le due stelle del sistema binario è andata diminuendo fino al 2007, per poi tornare ad 

aumentare. 

58

Dati Fisici 

PORRIMA 

Classificazione Gialla 

Classe Spettrale F0 V 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Velocità Radiale -20 km/s 






59


Zaniah 

Il Zaniah nome medioevale viene dal ة يواز araba Zawiyah corner, la stessa fonte Zavijava . 

Osservazioni 

Eta Virginis Vir η, η Virginis è un multiplo stelle sistema nel zodiaco costellazione della Vergine . Ha il nome 

tradizionale Zaniah . Da parallasse misurazioni, la distanza di questa stella è risultata essere di circa 

265 anni luce 81 parsec. Ha una magnitudine apparente visuale di 3,89 , che è abbastanza luminoso per il 

sistema di essere visto ad occhio nudo in cieli bui. Anche se la stella appare in ogni singolo telescopio, 

occultazioni lunari hanno dimostrato questa stella di essere molto vicino sistema stellare triplo composto da 

due stelle solo lo 0,5 u.a. a parte con una terza stella un po' più lontano. La coppia interna è una binaria 

spettroscopica che completa un'orbita con un periodo di 72 giorni. L'inclinazione di questa orbita è stata 

determinata attraverso l'interferometro osservazioni da 45,5 °, che ha permesso le masse delle due stelle da 

stimare. La stella primaria, η Vir Aa, ha una massa di circa 2,5 volte la massa solare , mentre la secondaria, 

η Vir Ab, ha 1,9 masse solari. La debole stella terziario, η Vir B, orbita intorno al gruppo interno in un'orbita 

più ampia per un periodo di 13.1 anni. 

60

Dati fisici 

Classificazione 

ZANIAH 

Classe Spettrale A2IV 


COORDINATE 



Raggio Medio 

DATI FISICI 







Luminosità 


61


Zavijava 

Il nome medioevale Zavijava Zavijah, Zavyava, Zawijah è dal ة يواز araba ءاوع لا zāwiyat al- c AWWA angolo 

del abbaia il cane. Un altro nome è stato Alaraph. 

Osservazioni 

Alaraph . Pur essendo la beta stella della costellazione della Vergine è solo la quinta stella in ordine di 

luminosità. Fisicamente, Beta Virginis è più grande e più massiccia del Sole, ed è relativamente ricca di 

metalli, vale a dire, ha una prevalenza maggiore di elementi più pesanti dell'elio. Dal momento che è vicina 

alla eclittica , può essere occultata dalla Luna e molto raramente, da pianeti . La prossima planetaria 

occultazione di Zavijava avrà luogo il 11 agosto 2069, da Venere . Questa è stata la stella che Einstein 

utilizzato durante l'eclissi solare del 21 settembre 1922, per determinare la velocità della luce nello spazio, 

perché era vicino al sole. Secondo Nelson & Angel 1998, Virginis Beta potrebbe ospitare due o tre pianeti 

gioviani in orbite larghe. Gli autori hanno fissato un limite massimo di 1,9, 5 e 23 masse di Giove per i 

presunti pianeti con periodi orbitali di anni 15, 25 e 50 rispettivamente. Anche Campbell 1988 ha dedotto 

l'esistenza di oggetti planetari o addirittura nane brune intorno a Beta Virginis. Tuttavia studi più recenti non 

hanno confermato l'esistenza di un compagno sub stellar intorno Beta Virginis ancora. McDonald 

Observatory non porre dei limiti alla presenza di uno o più pianeti con masse tra 0,16 e 4,2 masse di 

Giove e le separazioni medie compresi tra 0,05 e 5.2 Unità Astronomiche . 

62

Dati Fisici 

ZAVIJAVA 

Classificazione Gialla 

Classe Spettrale F9 V 


COORDINATE 



Moto Proprio RA: 740,96 mx/anno Dec: -271,18 

DATI FISICI 

63 

mx/anno 





Magnitudine Apparente da Terra 



Luminosità 3,51 Luminosità solari 

Indice di Colore (BV) 0,55


BILANCIA 

Zubeneschamali 

Beta Librae (β Lib / β Librae) è la stella più luminosa della costellazione della Bilancia. È conosciuta con il 

nome di Zuben Eschamalied anche con il nome latino Lanx Australis. Zuben Eschamali deriva della 

frase araba ن بز لا ةي لامش لا Al Zuban al Shamaliyyah che significa, la chela del nord. 

Osservazioni 

È soggetta a piccole variazioni periodiche di magnitudine, le quali fanno sospettare la presenza di una 

compagna non osservabile dalla Terra. Secondo quanto riportato da Eratostene da Cirene Beta Librae 

risultava, ai suoi tempi, più luminosa della vicina Antares. Tolomeo, tre secoli e mezzo dopo, riportò che la 

luminosità tra le due stelle fosse identica. La discrepanza potrebbe essere dovuta all’aumento di luminosità 

di Antares, ma ciò non può essere affermato con sicurezza. Non si può escludere che la causa sia dovuta a 

Beta Librae, dal momento che quest’ultima è una stella variabile. 

64

Dati Tecnici 

ZUBENESCHAMALI 

Classificazione Nana blu Binaria 


Tipo di Variabile Sospetta 



COORDINATE 


Declinazione -09° 22’ 58,3” 

DATI FISICI 











65


Zubenelgenubi 

Alpha Librae α Lib, Librae α è la più brillante seconda stella nella costellazione di Libra (nonostante la 

sua designazione di Bayer come alfa. Ha il nome tradizionale Zubenelgenubi . Il nome, da arabo ن بز لا 

ي بون ج لا ( al-zuban al-janūbiyy ), significa artiglio del sud ed è stato coniato prima della Libra è stato 

riconosciuto come distinto da Scorpius . Il supplente nomi Kiffa Australis e Elkhiffa Australis , parziali 

latino traduzioni di arabo al-kiffah al-janūbiyy , significa pan meridionale della bilancia. Un altro nome 

utilizzato nei testi di astronomia anziani, equivalente a scala del sud o in padella, era Lanx Australis . 

Osservazioni 

Alpha Librae è binaria visuale trova a circa 77 anni luce dal Sole . Le due stelle sono separate nel cielo da 

una distanza angolare di 3'51". La posizione angolare del compagno è 314 gradi. Il più brillante dei due è 

una stella bianca di tipo spettrale A3, con una luminosità apparente di 2,8 e una luminosità assoluta di 

1,1, designatoAlpha-2 Librae α 2 Lib. La sua compagna è una stella F4 tipo di luminosità apparente 5,2 e 3,5 

luminosità assoluta, designato Alpha-1 Libre α 1 Lib. 

66

Dati Tecnici 

ZUBENELGENUBI 

Classificazione Nana Blu 


Tipo di Variabile sospetto 


COORDINATE 



DATI FISICI 


Massa 








67


Brachium 

Sigma Librae σ Lib, σ Librae è una stella nella costellazione della Bilancia. Ha la Brachium tradizionale 

nome, braccio, latino, 

Osservazioni 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe, 

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud 

siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in 

prossimità del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,3, la si può osservare anche dai piccoli centri 

urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua 

individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra 

maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie 

alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. 

68

Dati Fisici 

BRACHIUM 


Classe Spettrale M3/M4 IIIC 


COORDINATE 


Declinazione -25° 16’ 55,07s 

Raggio Medio 

DATI FISICI 








Luminosità 


69


SCORPIONE 

Antares 

Il suo nome deriva dal greco Αντάρης, Antares e significa rivale di Ares, anti-Ares o simile ad Ares, 

probabilmente a causa del colore rossastro simile all'aspetto del pianeta Marte. È anche nota con il 

nome arabo Ķalb al Άķrab, Calbalacrab, che significa cuore dello Scorpione, data la sua posizione nella 

costellazione e il suo colore. Questo nome arabo è una traduzione dal greco antico Καρδία Σκορπίου Kardia 

Skorpiū. La traduzione in latino di tale nome è invece Cor Scorpii. Il colore distintivo di Antares ne ha fatto un 

oggetto di grande interesse per molti popoli nella storia. 

Osservazioni 

Antares è facilmente individuabile al centro della costellazione dello Scorpione. In particolare il suo colore 

rosso-arancio spicca fra le stelle luminose che la circondano, che sono quasi tutte di colore azzurro. Con tre 

di queste, ossia β Scorpii, δ Scorpii eπ Scorpii, Antares forma l'asterismo noto come il Grande Uncino. 

Essendo posta 26° sotto l'equatore celeste, Antares è una stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di 

osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al 

64º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare artico. Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, 

le regioni più settentrionali del Canada e della Russia, oltre che l'Islanda e parte della Svezia e 

della Norvegia. Tuttavia, nelle regioni del nord Europa, del Canada meridionale e della Russia centrale, essa 

apparirà molto bassa all'orizzonte sud e visibile solo per poche ore. Le possibilità di osservazione migliorano 

mano a mano che ci si sposta verso le regione temperate e tropicali dell'emisfero boreale. D'altra parte 

questa stessa declinazione comporta che Antares sia circumpolare solo più a sud del 64º parallelo S, cioè 

solo nelle regioni del continente antartico. Antares è una delle quattro stelle di prima magnitudine che sono 

poste a una distanza pari o inferiore a 5° dall'eclittica, essendo le altre tre Aldebaran, Regolo e Spica. Per 

questa ragione viene di tanto in tanto occultata dalla Luna e, più raramente, dai pianeti. Ogni anno il 2 

dicembre il Sole transita 5° a nord di Antares. Di conseguenza i mesi migliori per l'osservazione di questa 

stella sono quelli in cui il Sole si trova nella parte opposta dell'eclittica, cioè quelli che corrispondono 

all'estate boreale. In particolare nelle settimane intorno alla fine di maggio e all'inizio di giugno Antares è 

visibile per l'intera notte. Al contrario nelle settimane intorno alla fine di novembre e all'inizio di dicembre 

Antares non è visibile affatto a causa della luce solare molto vicina; questo periodo di invisibilità dura 

maggiormente nell'emisfero boreale rispetto a quello australe, a motivo della declinazione meridionale della 

stella. 

70

Antares 

71

Dati Fisici 

ANTARES 

Classificazione Super gigante Rossa 

Classe Spettrale M1 5lab/B2,5 

Tipo di Variabile pulsante semi regolare 



COORDINATE 


Declinazione -26° 25’ 55,21s 

Periodo di Rotazione 12 anni circa 


DATI FISICI 

Raggio Medio 850 Raggi Solari, circa 

Massa da 15 a 18 masse solari 







Luminosità da 60.000 a 90.000 luminosità solari 


73


Dschubba 

Dschubba δ Sco / δ Scorpii / Delta Scorpii è una stella doppia della costellazione dello Scorpione. Assieme 

a Graffias β Scorpiis e a π Scorpii costituisce la parte anteriore dello Scorpione. Questo spiega il suo nome 

proprio, che deriva dall'arabo jabhat, significante fronte dello Scorpione, originariamente usato per indicare 

l'intera tripletta di stelle. 

Osservazioni 

Sebbene Dschubba sia stata intensamente studiata, non è stato ancora raggiunto un accordo fra gli studiosi 

su quante siano le componenti del sistema, su quale sia la loro distanza e il loro periodo di rivoluzione. 

Questa incertezza deriva, fra l'altro, anche dalla relativa distanza del sistema dalla Terra circa 400 anni luce 

e dalla relativa vicinanza delle componenti fra loro, che rende la loro risoluzione con i telescopi e gli 

interferometri a nostra disposizione particolarmente difficile, sebbene il fatto che il sistema sia eclissato dalla 

Luna offra delle condizioni favorevoli anche se effimere per i tentativi di risoluzione. La risoluzione è resa 

inoltre difficile dalla luminosità delle componenti e dall'eccentricità delle loro orbite. Viste queste difficoltà si 

fa ricorso anche a metodi spettroscopici. A seconda del catalogo, vengono assegnate a Dschubba due, tre o 

quattro componenti. In realtà c'è solo certezza che essa sia una stella doppia e ci sono convincenti ragioni 

per credere che le componenti non siano più di due. La principale è una stella azzurra, la cui classe 

spettrale si colloca fra la B e la O, essendo classificata come B0,2. Stelle di questo tipo sono molto 

luminose: in particolare, la principale di Dschubba, tenendo conto della radiazione ultravioletta, è 14.000 

volte più luminosa del Sole. Questa grande luminosità è dovuta sia al raggio della stella, che è cinque volte 

quello solare, sia, soprattutto, alla sua temperatura superficiale, che si aggira intorno ai 30.000 K. La 

massa della principale è calcolata essere 15 ± 7 volte quella solare. La sua classificazione MMK è IV sub 

gigante: ciò significa che essa sta esaurendo l'idrogeno presente nel suo nucleo, il quale sta così 

cominciando a contrarsi e scaldarsi, gonfiando gli strati superficiali della stella. Il suo destino è quello di 

esplodere in una supernova o, se la sua massa dovesse collocarsi nella parte inferiore del range calcolato, 

quello di diventare una massiccia nana bianca all'ossigeno - neon - magnesio. Meno conosciute sono le 

caratteristiche della secondaria. Essa è probabilmente una stella di classe spettrale B3 di sequenza 

principale, con una massa 8 ± 3,6 volte quella del Sole e una temperatura superficiale di circa 18.000 K. 

Essa è circa 2.800 volte più luminosa del Sole. Le due componenti probabilmente impiegano circa 

10 anni per completare un'orbita, che è molto eccentrica e>0.9. Ciò significa che le due componenti si 

avvicinano molto al periastro (presumibilmente meno di 1 UA. Questa vicinanza è forse collegata con 

la variabilità della principale. 

74

La stella δ Scorpii e la nebulosa Sh2-7, ad essa associata. 

75

Dati Fisici 

DSCHUBBA 

Classificazione Sub gigante azzurra 

Classe Spettrale B0 2 Ive/B3V 


COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 5 Raggi Solari circa 

Massa 15 Masse Solari circa 


Moto Proprio AR: _8,67 mx/anno Dec: -36,9 mx/anno 







76


Graffias 

Graffias β Sco / β Scorpii / Beta Scorpii, conosciuta anche come Acrab è un sistema 

stellare della costellazione dello Scorpione. Sebbene sia solo settima in ordine di luminosità all'interno della 

costellazione, Bayer le ha assegnato la lettera β, forse per la sua posizione prominente nella parte anteriore 

dello Scorpione. Confusamente il nome Graffias è stato attribuito anche alla debole ξ Scorpii. 

Osservazioni 

Graffias è posta nella parte nord-ovest della costellazione dello Scorpione, in corrispondenza delle sue 

chele. È la più a nord delle tre stelle luminose che costituiscono la fronte dello Scorpione, essendo le altre 

due Dschubba e Pi Scorpii. Pur avendo una magnitudine apparente di 2,56 è superata in luminosità da ben 

sei altre stelle della costellazione, fra cui Antares, Shaula e Sargas. Ciò è dovuto alla presenza nella 

costellazione dello Scorpione di molte stelle luminose, tanto che essa è la più ricca di stelle sotto 

magnitudine 3,0. Graffias fa anche parte dell'asterismo del Grande Uncino, assieme ad Antares e Dschubba. 

Graffias è una stella dell'emisfero australe. Tuttavia, essendo la stella luminosa più a nord, posta solo 19° 

sotto l'equatore celeste, le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono abbastanza ampie e in 

ogni caso migliori delle stelle poste più a sud, che sono visibili solo a partire dalle regioni mediterranee. Al 

contrario Graffias è visibile fino al 70º parallelo, oltre il circolo polare artico, sebbene in Canada,Europa 

settentrionale e nella Russia settentrionale essa apparirà molto bassa all'orizzonte sud e sarà visibile per 

poche ore della notte. D'altra parte questa relativa vicinanza all'equatore celeste comporta che Graffias 

sia circumpolare solo nelle regioni antartiche. I mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che 

corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto. 

77

Dati Fisici 

GRAFFIAS o ACRAB 

Classificazione Blu di sequenza principale 

Classe Spettrale B0 5 V/B2V 


COORDINATE 



DATI FISICI 












78


Al Niyat 

Alniyat o Al Niyat, è il nome attribuito a due stelle della costellazione dello Scorpione: Il nome deriva 

dall'arabo: طاي ن لا , al-niyāţ, che significa le arterie. Le due stelle infatti affiancano, una per lato, la famosa 

stella Antares, che rappresenta il cuore dello Scorpione. 

Osservazioni 

Sigma Scorpii è una delle stelle che formano la testa dello Scorpione. Si individua abbastanza facilmente in 

quanto si trova a circa tre gradi a nord-ovest di Antares, la stella più luminosa della costellazione. Essa in 

particolare si trova fra Antares e l'arco di tre stelle luminose che formano la parte anteriore della figura 

mitologica: Graffias,Dschubba e Pi Scorpii. Essendo posta 25° sotto l'equatore celeste, Sigma Scorpii è una 

stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia 

abbastanza ampie. Essa è infatti osservabile fino al 65º parallelo N, cioè quasi fino al circolo polare artico. 

Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, le regioni più settentrionali del Canada e della Russia, 

oltre che l'Islanda e parte della Svezia e della Norvegia. D'altra parte questa stessa declinazione comporta 

che essa sia circumpolare solo più a sud del 65º parallelo S, cioè solo nelle regioni del continente antartico. I 

mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto. 

79

Dati Fisici 

AL NIYAT 

Classificazione Gigante Blu – Azzurra sequenza principale 

Classe Spettrale B1 III – B1 V – B7 V – B9,5 V 

Tipo di Variabile Beta Cephei 

Periodo di Variabilità 0,24 giorni 


COORDINATE 



DATI FISICI 

Raggio Medio 12,7 Raggi solari (la blu) 

Massa 18,4 Masse solari (la blu) 

Temperatura Superficiale 30.000 K (la blu) 

Moto Proprio AR: -10,03 mx/anno Dec. -18,03 mx/anno 




Magnitudine Apparente da Terra 2,9 / 5,2 / 8,7 

Magnitudine Assoluta -4,12 / -3,32 


Indice di Colore (BV) +0,14 

80


Wei 

Wei, nome introdotto dall'astronomo dilettante e divulgatore scientifico Patrick Moore. Wěi (尾), significante 

la Coda, è il nome di una costellazione cinese o Xiù, che comprende molte stelle della costellazione dello 

Scorpione. 

Osservazioni 

Brillando alla magnitudine apparente di 2,29 Epsilon Scorpii si contende con Dschubba il posto di quarta 

stella più luminosa della costellazione dopo Antares, Shaula e Sargas. Tuttavia dal 2000, Dschubba ha 

aumentato la sua luminosità, facendo retrocedere Epsilon Scorpii al quinto posto. Posta nel cuore dello 

Scorpione alla declinazione di 34°S, è osservabile nell'emisfero australe per gran parte dell'anno, mentre 

nell'emisfero boreale le possibilità di osservazione sono più limitate. È comunque ben visibile dalle 

regioni mediterranee. Benché si tratti di una stella relativamente vicina e relativamente luminosa, le 

caratteristiche fisiche di Epsilon Scorpii non sono ancora note con precisione. Essa ha classe spettrale K2,5 

IIIb. La sua temperatura superficiale non è conosciuta con esattezza e questo rende il calcolo di tutti i suoi 

altri parametri fisici approssimativo. Facendo una media fra varie misure si ottiene una temperatura di 

4.400 K, da cui segue (tenendo conto della radiazione infrarossa) una luminosità intrinseca 72 volte quella 

solare. Se questi parametri sono corretti, ne segue che Epsilon Scorpii ha un raggio che è 15 volte quello 

del Sole. La stella è abbastanza vicina e abbastanza grande da permettere una misura diretta del suo 

raggio: tale misurazione ha dato come risultato un raggio di 13 volte quello del Sole, in discreto accordo con 

il valore inferito tramite la luminosità e la temperatura. La teoria dell'evoluzione stellare predice una massa di 

poco superiore a quella del Sole 1,25 M ☉, e una età comparabile a quella della nostra stella, circa 5 miliardi 

di anni. Tuttavia, essendo Epsilon Scorpii, più massiccia del Sole, la sua esistenza sarà più breve. Essa ha 

infatti raggiunto già uno stadio avanzato della sua evoluzione, avendo esaurito la riserva 

di idrogeno presente nel suo nucleo. Questo ha fatto aumentare la temperatura del nucleo stesso e ha di 

conseguenza fatto gonfiare gli strati superficiali della stella conducendola allo stadio di gigante. Tuttavia, ciò 

detto, non è ben chiaro a quale preciso punto della sua evoluzione Epsilon Scorpii si trovi: potrebbe avere un 

nucleo inerte di elio che si sta contraendo e scaldando e che si prepara a iniziare la 

propria fusione in carbonio e ossigeno, oppure essere in una fase ancora più avanzata, con un nucleo inerte 

di carbonio e ossigeno e con una instabilità che è destinata a crescere e che la porterà a perdere i suoi strati 

più esterni lasciando scoperto il suo nucleo, conducendola così allo stadio di nana bianca. Una 

variabilità della sua luminosità di circa il 10%, con un periodo indefinito, sembra suggerire quest'ultima 

ipotesi. Come tutte le stelle giganti, Epsilon Scorpii ruota molto lentamente su se stessa: la sua velocità di 

rotazione all'equatore è di 1,7 km/s: essa impiega così 1,3 anni per compiere una rotazione su se stessa. 

Come molte stelle giunte a uno stadio avanzato di evoluzione, perde massa a ritmi elevati tramite il vento 

stellare. Una caratteristica peculiare di Epsilon Scorpii è di avere un elevato moto proprio, circa 63 km/s 

relativamente al Sole, cioè quattro volte più del normale. Ciò suggerisce che questa stella non appartenga 

al disco galattico, ma a regioni più esterne e che sia solo di passaggio nel disco. 

81

Epsilon Scorpii 

82

Dati Fisici 

WEI 


Classe Spettrale k 2,5 IIIb 


COORDINATE 

Ascensione Retta 16h 50m 09.81s 


DATI FISICI 


Massa 1,25 Masse solari 



Velocità di Rotazione 1,7 km/s 







83


Sargas o Girtab 

Sargas θ Sco / θ Scorpii / Theta Scorpii, conosciuta anche come Girtab, è una stella 

della costellazione dello Scorpione. Si ritiene che entrambi i nomi propri siano di origine sumerica Il 

nome Girtab deriva probabilmente dall'accadico, dove significava il pungiglione o il luogo ove ci si prostra, 

sembrando in tal modo indicare una creatura pericolosa. Originariamente il nome era applicato 

all'asterismo che comprende oltre a κ Scorpii, λ Scorpii, υ Scorpii e ι Scorpii 

. 

Osservazioni 

Sargas è una stella gigante brillante di classe spettrale F1. La sua temperatura superficiale di 7.200 K le 

dona un colore giallo-bianco. Dalla luminosità apparente e dalla distanza si può inferire la luminosità 

intrinseca di questa stella, che risulta essere cospicua, come ci si aspetta da una gigante: 960 L ☉. Dalla 

temperatura superficiale e dalla luminosità intrinseca si ricava il raggio di Sargas, che risulta essere venti 

volte quello del Sole. Pur essendo la velocità di rotazione di Sargas molto elevata 105 km/s, cioè circa 20 

volte quella del Sole, le dimensioni della stella fanno sì che il periodo di rotazione non sia troppo minore di 

quello solare: 10 giorni contro i 27 della nostra stella. La teoria dell’evoluzione stellare predice che Sargas 

abbia una massa 3,7 volte quella del Sole. Essa ha cominciato la sua esistenza come una stella blu di 

classe spettrale B, mentre ora, uscita dalla sequenza principale, sta percorrendo il ramo delle giganti brillanti 

del diagramma H-R: il suo nucleo inerte di elio si sta contraendo e scaldando; questo aumento di 

temperatura sta facendo espandere e raffreddare gli strati più esterni della stella che sono destinati ad 

assumere prima un colore sempre più giallo, poi un colore arancio e infine un colore rosso. Entro un milione 

di anni, Sargas diventerà una gigante rossa. A quel punto il suo nucleo sarà sufficientemente caldo e denso 

per innescare il flash dell’elio. Il suo destino finale è quello di diventare una nana bianca al carbonioossigeno. 

Theta Scorpii 

84

Dati Fisici 

SARGAS o GIRTAB 

Classificazione Gigante giallo/bianca 

Classe Spettrale F1 II 


COORDINATE 



DATI FISICI 












86


Shaula 

Shaula λ Sco / λ Scorpii / Lambda Scorpii è la 

seconda stella per luminosità nella costellazione dello Scorpione, dopo Antares. Nonostante ciò, Bayer le ha 

assegnato la lettera λ, cioè l'undicesima lettera dell'alfabeto greco, forse a causa della sua posizione molto a 

sud. Deriva il suo nome da quello datole dagli Arabi, che la chiamavano ء لاوش لا, aš-šawlāʾ, che significa la 

coda sollevata, riferendosi alla coda dello Scorpione, ove Shaula è posta. 

Osservazioni 

Shaula brilla alla magnitudine apparente di 1,62, il che ne fa la ventiquattresima stella più 

luminosa dell'intera volta celeste. Posta alla declinazione di 37°S, Shaula è una stella dell'emisfero australe. 

Nell'emisfero boreale essa non può essere osservata a nord del 53º parallelo, il che esclude buona parte 

del Canada e l'Europa settentrionale. Diventa circumpolare solo alle latitudini più meridionali dei 53°S, cioè 

solo nelle estreme regioni meridionali del Sudamerica e nel continente antartico. Visualmente appare molto 

vicina solo 36 minuti d'arco a υ Scorpii conosciuta anche come Lesath con la quale forma il pungiglione dello 

Scorpione. Tuttavia si tratta solo di una vicinanza puramente visiva: le due stelle non sono legate 

fisicamente fra loro e sono in realtà molto distanti l'una dall'altra. 

Shaula 

87

SHAULA 

Classificazione Stella sub gigante blu 

Classe Spettrale B1,5 IV 


COORDINATE 



DATI FISICI 







Magnitudine Assoluta -5 



89

Lesath 

Il nome Lesath ha una curiosa origine. Gli astronomi arabi chiamavano al laţkha, che significa la macchia 

nebbiosa, l'ammasso aperto M7, che si trova circa 4° e mezzo a nord-est di Lesath. A sua volta il nome al 

laţkha è probabilmente la traduzione di un nome greco di significato equivalente. Il nome arabo 

dell'ammasso venne latinizzato in Alascha. Lo Scaligero, che conosceva l'arabo, credendo che con tale 

nome gli arabi designassero Upsilon Scorpii e non l'ammasso M7, ritenne che il nome latino fosse corrotto e 

che provenisse in realtà dall'arabo las'a, che significa morso di un animale velenoso, riferito alla posizione di 

Lesath, coincidente con il pungiglione dello Scorpione. Dalla latinizzazione di las'a deriva quindi il nome che 

attualmente viene usato per Upsilon Scorpii. 

Osservazioni 

Posta alla declinazione di 37°S, Lesath è una stella dell'emisfero australe. Nell'emisfero boreale essa non 

può essere osservata a nord del 53º parallelo, il che esclude buona parte del Canada e l'Europa 

settentrionale. Nelle zone temperate dell'emisfero boreale, essa comunque apparirà molto bassa 

sull'orizzonte. Diventa circumpolare solo alle latitudini più meridionali del 53°S, cioè solo nelle estreme 

regioni meridionali del Sudamerica e nel continente antartico. Visualmente appare molto vicina solo 

36 minuti d'arco a Shaula λ Scorpii, con la quale forma il pungiglione sollevato dello Scorpione, nella parte 

sud-est della costellazione. Tuttavia si tratta solo di una vicinanza puramente visiva: le due stelle non sono 

legate fisicamente fra loro e sono in realtà distanti diverse decine di anni luce l'una dall'altra. Distante circa 

520 anni luce, Lesath appartiene, come Shaula, all'Associazione OBScorpius-Centaurus, ossia 

l'associazione OB più vicina a noi. Le analogie fra le due stelle non finiscono qui. Infatti esse hanno più o 

meno la stessa classe spettrale: B2IV di Lesath contro B1,5IV di Shaula A (la stella principale di Shaula). Ciò 

significa che Lesath ha un'alta temperatura superficiale: 22.400 K, che le conferisce un colore azzurro-blu. 

Tale temperatura, unita a una vasta superficie irraggiante Lesath ha un raggio che è sette volte e mezzo 

quello del Sole, comporta una grande luminosità intrinseca: Lesath è infatti 12.300 volte più luminosa del 

Sole, quando si sia tenuto conto della notevole quantità di radiazione ultravioletta che Lesath emana. 

Lesath 

90

LESATH 

Classificazione Sub gigante Azzurra 

Classe Spettrale B 2 IV 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Periodo di Rotazione 






Luminosità 12.300 Luminosità Solare 


92


SAGITTARIO 

Ascella 

Il nome Ascella deriva dal latino ed è stato conferito alla stella in quanto posizionata in coincidenza della 

spalla della figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione. Nell'astronomia cinese, ζ Sgr era 

la 6 a delle sei stelle della costellazione del Mestolo o Carro del Sud, facente parte della Tartaruga Nera. 

Osservazioni 

Ascella ha una magnitudine apparente è +2,60 il che la rende il terzo sistema stellare più brillante della 

costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti casi in cui Bayer non ha assegnato 

le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella parte centrale della costellazione, circa 

4° a sud est di Sigma Sagittarii. Posta quasi 30° a sud dell'equatore celeste, Ascella è una stella 

appartenente all'emisfero australe. La sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione 

nell'emisfero boreale, ove è osservabile solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa comunque nelle 

regioni temperate dell'emisfero apparirà bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore della notte. Più 

ampie sono le possibilità di osservarla quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo migliore per 

osservarla corrisponde all'estate boreale. Ascella fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di cui assieme a 

ε Sagittarii, δ Sagittarii e φ Sagittarii, forma il corpo. Zeta Sagittarii è un sistema stellare formato da 

due stelle, i cui rispettivi nomi sono: 

Zeta Sagittarii A 

Zeta Sagittarii B 

La loro distanza apparente è mezzo secondo d'arco. Alla distanza di 89,1 ± 3,3 anni luce, ciò corrisponde a 

13,4 UA, mentre l'eccentricità orbitale del sistema è di 0,205. Ciò implica che esse si avvicinano fino a 10,6 

UA al periastro e si allontanano fino a 16,1 UA all'afastro. Ci vogliono circa 21,075 anni perché un'orbita sia 

completata. 

ζ Sagittarii 

Zeta Sagittarii 

93

ASCELLA 

Classificazione Gigante 

Classe Spettrale A2 III 


COORDINATE 



Raggio Medio 

DATI FISICI 











95


Rukbat 

Alpha Sagittarii α Sgr, Sagittarii α è una stella nella costellazione del Sagittario . Ha i nomi 

tradizionali 天渊三 , Alrami e Rukbat , derivato dalla lingua araba al-Rukbat rami il ginocchio 

dell'arciere . Non deve essere confuso con Delta Cassiopea e , che inoltre è chiamato Ruchbah o Rukbat, 

dal araba parola ركبة rukbah che significa ginocchio. 

Osservazioni 

Alpha Sagittarii è di un azzurro, classe B stella nana . Non appare particolarmente brillante nel cielo ad 

occhio nudo, con una visuale magnitudine apparente di 3,97. Tuttavia, questo è dovuto alla sua distanza, in 

realtà, la stella è due volte calda il Sole e notevolmente più massiva, con una luminosità in lunghezze d'onda 

visibili circa 40 volte maggiore di quella del Sole. Sulla base di un eccesso di emissioni di radiazione 

infrarossa, può avere un disco di detriti , molto simile a Vega . Questo è un mono foderato sistema binario 

spettroscopica. Il ROSAT All Sky Survey ha scoperto che Alpha Sagittarii emette un flusso di eccesso raggi 

X, che non si prevede di provenire da una stella di questa classe spettrale. La spiegazione più probabile è 

che il compagno è un attivo pre-stella della sequenza principale, oppure una stella che ha appena raggiunto 

la sequenza principale. 

96

RUKBAT 

Classificazione Nana Azzurra 

Classe Spettrale B 8V 


COORDINATE 



DATI FISICI 


Massa 


Moto Proprio RA. 32,67 mx/anno Dec: -120 mx/anno 






Indice di Colore (BV) -0.10 

97


Arkab Prior 

La designazione di Bayer Beta Sagittarii Sgr β, β Sagittarii è condiviso da due sistemi stellari , i β ¹ 

Sagittarii e β ² Sagittarii , nella costellazione del Sagittario . Le due stelle sono separate da 0,36 ° nel 

cielo. Beta Sagittarii ha anche il nome tradizionale Arkab , dal araba بو قرع c arqūb significato tendine del 

ginocchio . 

Osservazioni 

β 1 Sagittarii 

Beta-1 Sagittarii , chiamato anche Arkab Prima perché conduce ² β attraverso il cielo, è una stella 

binaria situata 378 anni luce dalla Terra . Arkab Prima A è un tipo spettrale B9 sequenza principale nano che 

ha una magnitudine apparente di 3,96. Arkab Prior B è una nana di tipo A3, con una magnitudine apparente 

di 7,4. Le due stelle sono separate nel cielo da 28 secondi d'arco , che li mette almeno 3300 unità 

astronomiche parte. 

β 2 Sagittarii 

Beta-2 Sagittarii , chiamato anche Arkab posteriore poiché sentieri β ¹ attraverso il cielo, è un tipo 

spettrale F2 gigante che ha una magnitudine apparente di 4,27. Si tratta di 137 anni luce dalla Terra . 

98

ARKAB PRIOR β 1 




Distanza 378 a.l. 

Tipo Spettrale B 9V 

ARKAB PRIOR β 2 




Distanza 139 a.l. 

Tipo Spettrale F 2III 

99


Nunki 

Sigma Sagitarii σ Sgr / σ Sagittarii è il secondo più grande sistema stellare della costellazione del Sagittario. 

Il nome moderno Nunki è un nome Assiro o Babilonese riutilizzato dagli archeologi e reso pubblico da R.H. 

Allen. 

Osservazioni 

Nunki ha una magnitudine apparente di +2.1 ed una classe spettrale B3. La luminosità totale di σ Sgr è 3300 

volte quella del Sole e la massa totale è 7 volte la massa solare. Il raggio della stella equivale a 5 volte 

quello del Sole e la temperatura superficiale è di 20.000K. Nunki può essere occultata dalla Luna e molto 

raramente dai pianeti. L'ultima occultazione di Nunki da un pianeta risale al 17 novembre 1981, quando è 

stata occultata da Venere. 

100

NUNKI 

Classificazione Gigante Azzurra 

Classe Spettrale B2,5 V 


COORDINATE 



DATI FISICI 


Massa 7 Masse solari 


Moto Proprio AR: -13,87 mx/anno Dec: 52,65 mx/anno 








101


Albaldah 

Pi Sagittarii Sgr π, π Sagittarii è un sistema stellare triplo nel zodiaco costellazione del Sagittario . Ha il 

nome tradizionale Albaldah , che deriva dalla lingua araba ةدل ب Balda la città'. E’ nota come 建三 la terza 

stella dello stabilimento, in cinese. Nel catalogo della stelle nel Calendarium di Al Achsasi al Mouakket , 

questa stella è stata designata al Beldat Nir , che è stato tradotto in latino come Lucida Oppidi , vale a dire la 

più brillante della città . 

Osservazioni 

Albaldah ha una magnitudine apparente visuale di 2,89,, che è sufficientemente luminoso da essere 

facilmente visibili ad occhio nudo. Sulla base di parallasse misurazioni, questa stella si trova a una distanza 

di circa 510 anni, luce 160 parsec, dalla Terra . Perché è vicino alla eclittica , Albaldah a volte può 

essere occultata dalla Luna , e, molto raramente, pianeti del Sistema Solare. L'occultazione successivo da 

un pianeta si svolge il 17 febbraio 2035, quando sarà occultato da Venus . Lo spettro di questa stella 

corrisponde ad una classificazione stellare di F2 II. Il 'II' classe di luminosità è per un gigante luminosa, 

stella che ha esaurito l'idrogeno nel suo nucleo e ha seguito un percorso evolutivo dalla sequenza 

principale di stelle come il sole. Perché ha quasi sei volte la massa del Sole, ha raggiunto questo stadio in 

soli 67 milioni di anni. L'involucro esterno è energia radiante ad una temperatura efficace di circa 6590 

K, dando il giallo-bianco colore di una stella di tipo F. Pi Sagittarii ha due compagni vicini. Il primo si trova 

ad una separazione angolare di 0,1 secondi d'arco da Albaldah, o almeno 13 Unità Astronomiche UA. Il 

secondo è di 0,4 secondi d'arco di distanza, che si trova a 40 UA o più. Nulla si sa circa le orbite di queste 

stelle. 

102

ALBALDAH 

Classificazione Super Gigante 

Classe Spettrale F2 II 


COORDINATE 



Raggio Medio 

DATI FISICI 











103


Kaus Borealis 

Il nome Kaus Borealis deriva dalla lingua araba سو ق ,qaws, arco e latino borealis settentrionale. A sud di 

essa si trovano le altre stelle dell'arco, Kaus media e Kaus Australis. 

Osservazioni 

Lambda Sagittarii λ Sgr, λ Sagittarii è una stella visibile in direzione della costellazione del Sagittario . La 

stella segna l'estremità superiore di un asterismo a forma di arco سو ق qaws in arabo, da cui il nome 

tradizionale Kaus Borealis. Essa segna anche la parte superiore del coperchio del cosiddetto asterismo 

denominato Teiera. Nella antica astronomia cinese, è la seconda di 6 stelle dell'asterismo denominato, Merlo 

acquaiolo, della costellazione cinese detta Tartaruga Nera. λ Sagittarii è una Gigante rossa di classe 

spettrale K1. Allo stato attuale è in corso nel suo nucleo la fusione termonucleare dell'elio, con produzione 

di carbonio ed ossigeno. Kaus Borealis è distante 77 anni luce da noi, con una massa pari a 2,3 Masse 

solari, un raggio pari a circa 11 raggi solari, ed è 52 volte più luminosa del Sole. Trovandosi vicina al piano 

dell'eclittica, Lambda Sgr viene talvolta occultata dalla Luna e, più raramente, da un pianeta, generalmente 

un interno. L'ultima occultazione da parte di un pianeta fu quella di Venere, che avvenne il 19 

novembre 1984. La precedente occultazione con un pianeta avvenne il 5 dicembre 1865, quando fu 

occultata dal pianeta Mercurio. Il 1 Dicembre 2011 λ Sagittarii è stata in congiunzione con Venere ad una 

distanza angolare di 41'. 

104

KAUS BOREALIS 


Classe Spettrale K1 +IIIB 


COORDINATE 



DATI FISICI 



Temperatura Superficiale 






105


Kaus Australis 

Kaus Australis ε Sgr / ε Sagittarii / Epsilon Sagittarii è una stella gigante di colore bianco-azzurro che 

splende alla magnitudine apparente di 1,80, il che ne fa la trentaquattresima stella più brillante del cielo. 

Assieme a δ Sagittarii Kaus Media e a λ Sagittarii Kaus Borealis forma l'arco 

della costellazione del Sagittario, di cui rappresenta la parte inferiore, sud. Questo spiega il suo nome 

derivante dall'arabo سو ق qaws, che significa 'arco' e dal latino austrālis, che significa sud . Essa fa anche 

parte dell'asterismo noto come teiera. Nonostante nella nomenclatura di Bayer le sia stata assegnata la 

lettera ε, essa è la stella più luminosa della costellazione. Essendo posta molto a sud, 34° sotto l'equatore 

celeste, le possibilità di osservarla nell'emisfero boreale sono limitate. 

Osservazioni 

La temperatura superficiale di Kaus Australis è stimata essere 9200 K, il che la colloca fra le classi 

spettrali A e B: certi cataloghi la classificano come B9.5, altri come A0. Dalla distanza di 147 anni luce si 

ricava che questa stella emette una radiazione 375 volte quella solare, che è maggiore di quella che viene 

emessa di solito dalle giganti di questa classe. Kaus Australis viene perciò definita gigante brillante. La stella 

ha esaurito l'idrogeno presente nel suo nucleo. Probabilmente esso sta ora contraendosi e scaldandosi, ma 

non ha ancora raggiunto una temperatura e la densità sufficiente a innescare 

la fusione dell'elio in carbonio e ossigeno. L'aumento di temperatura del nucleo sta facendo crescere la stella 

di volume, allontanando dal nucleo gli strati più superficiali. Il destino finale di Kaus Australis è quello di 

trasformarsi in una nana bianca. Probabilmente questa stella, ruotando velocemente su se stessa, ha creato 

un alone di gas intorno al suo equatore, che la nasconde in parte all'osservazione. È un fenomeno comune 

nelle stelle ad alta velocità di rotazione, come Achernar e Gamma Cassiopeiae. Kaus Australis è in realtà 

una stella doppia, avendo la principale una debole compagna di magnitudine 14,1 a una distanza di 32 

secondi d'arco. 

106

KAUS AUSTRALIS 

Classificazione Gigante Bianco Azzurra 

Classe Spettrale B 9,5 III 


COORDINATE 



DATI FISICI 












107


Kaus Media 

Il nome Kaus Media deriva dall' arabo سو ق qaws = arco e dal latino media, cioè in mezzo. In effetti essa 

assieme a ε Sagittarii Kaus Australis e a λ Sagittarii Kaus Borealis forma l'arco impugnato dalla 

figura mitologica dell'arciere che dà il nome alla costellazione. Kaus Media si trova al centro dell'arco, mentre 

Kaus Australis e Kaus Borealis ne disegnano rispettivamente la parte meridionale e settentrionale. 

Osservazioni 

Delta Sagittarii δ Sgr / δ Sagittarii è un sistema stellare presente nella costellazione del Sagittario. Il suo 

nome tradizionale è Kaus Media. Kaus Media ha una magnitudine apparente +2,72, il che la rende la quarta 

stella più brillante della costellazione, dopo ε Sagittarii, σ Sagittarii e ζ Sagittarii. Si tratta quindi uno dei tanti 

casi in cui Bayer non ha assegnato le lettere alle stelle a seconda della loro luminosità. Si individua nella 

parte occidentale della costellazione quasi al confine con le costellazioni dell'Ofiuco e dello Scorpione. Posta 

quasi 30° a sud dell'equatore celeste, Kaus Media è una stella appartenente all'emisfero australe. La 

sua declinazione meridionale ne limita le possibilità di osservazione nell'emisfero boreale, ove è osservabile 

solo nelle regioni a sud del 60º parallelo. Essa comunque nelle regioni temperate dell'emisfero apparirà 

bassa all'orizzonte sud e visibile per poche ore della notte. Più ampie sono le possibilità di osservarla 

quando ci si avvicina alle regioni tropicali. Il periodo migliore per osservarla corrisponde all'estate boreale. 

Kaus Media fa anche parte dell'asterismo della Teiera, di cui assieme a ε Sagittarii, ζ Sagittarii e φ Sagittarii, 

forma il corpo. 

108

KAUS MEDIA 




COORDINATE 



DATI FISICI 





Velocità di Rotazione 







109


CAPRICORNO 

Deneb Algiedi 

I nomi tradizionali sono dal araba ب نذ يدج لا ðanab al-jady , che significa la coda della capra. Come si 

rappresenta la coda di una capra fishlike celeste. Perché è vicino alla eclittica , Delta Capricorni può 

essere occultata dalla Luna , e anche raramente da pianeti . In cinese , 垒壁阵 Zhen Lei Bi , il che 

significa linea di mura , si riferisce ad un asterismo composto da δ Capricorni, κ Capricorni , ε Capricorni , γ 

Capricorni , Aquarii ι , λ Aquarii , σ Aquarii , Aquarii φ , 27 Piscium , 29 Piscium , Piscium 33 e 30 

Piscium . Di conseguenza, si è δ Capricorni è noto come 垒壁阵四 Lei Bi Zhen Sì , l'inglese: la quarta stella 

della linea di mura . 

Osservazioni 

Delta Capricorni è una binaria ad eclisse star system simile a quello Algol , con un periodo orbitale di 

1.022768 giorni e uno inclinazione vicino alla linea di vista dalla Terra. Il picco di magnitudine apparente 

visuale della coppia è 2.81. Durante un'eclissi del primario, questa grandezza scende dello 0,24. Quando il 

primario sta eclissando il secondario, la grandezza diminuisce di 0,09. Il componente principale, Delta 

Capricorni A, ha un totale classificazione stellare di A7M III, indicando che si tratta di una stella gigantesca 

ha esaurito la fornitura di idrogeno nel suo nucleo. Più specificamente, si tratta di una chimica particolare Am 

stella di tipo spettrale di kA5hF0mF2 III nell'ambito del sistema MK rivisto. Questa notazione indica che il Kline 

riporta la temperatura di una stella A5, il tipo spettrale di idrogeno corrisponde a un F0 stelle, e le righe 

metalliche corrispondere una stella F2. in passato, questa stella è stata sospettata di essere una variabile 

Delta Scuti , che è raro per una stella Am. Questa categorizzazione è stata messa in discussione durante le 

osservazioni nel 1994 e non è più probabile una stella variabile. Rispetto al Sole, il primario ha il doppio 

della massa e quasi due volte il raggio. Si sta ruotando rapidamente con una proiezione velocità di 

rotazione di 105 km/s Questo tasso di rotazione è sincrona con il periodo orbitale. Si noti che è insolito per 

una stella Am ad avere una velocità di rotazione elevata. La busta esterna della stella irradia energia ad 

una temperatura efficace di 7301 K, dando il color bianco bagliore di tipo A-stella. Il componente secondario 

è un tipo G o K stella con circa il 90% della massa del Sole Ci sono due compagni ottici. Una stella di 

magnitudine sedicesimo è una arc minute di distanza, mentre la tredicesima magnitudine D è a due minuti 

d'arco di distanza dal sistema. 

110

111

DENEB ALGEDI 

Classificazione Stella Gigante 

Classe Spettrale A 7 M III 


COORDINATE 



DATI FISICI 






Velocità Radiale -6,3 




Luminosità 


112

Dabih 

Beta Capricorni (β Cap / β Capricorni), nota anche come Dabih, è una stella gigante brillante 

arancione di magnitudine 3,08 situata nella costellazione del Capricorno. Dista 344 anni luce dal sistema 

solare. 

Osservazione 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe, 

può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud 

siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in 

prossimità del circolo polare artico. Essendo di magnitudine 3,1, la si può osservare anche dai piccoli centri 

urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua 

individuazione. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine 

giugno e novembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie 

alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste La stella è una gigante brillante arancione; 

possiede una magnitudine assoluta di -2,04 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta 

allontanando dal sistema solare. Beta Capricorni è un sistema multiplo formato da 6 componenti. La 

componente principale A è una stella di magnitudine 3,08. La componente B è di magnitudine 6,2, separata 

da 205,3 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 267 gradi. La componente C è di magnitudine 

10,2, separata da 0,8 secondi d'arco da B e con angolo di posizione di 089 gradi. La componente D è di 

magnitudine 9,0, separata da 226,6 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 134 gradi. La 

componente E è di magnitudine 13,0, separata da 111,7 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 

294 gradi. La componente F è di magnitudine 13,4, separata da 6,4 secondi d'arco da E e con angolo di 

posizione di 322 gradi. 

113

DABIH 

Classificazione Gigante Brillante Arancione 

Classe Spettrale K0 II+ 


COORDINATE 



Raggio Medio 

Massa 

DATI FISICI 


Moto Proprio AR: 48,42 mx/anno Dec: 14.00 mx/anno 






Luminosità 

Indice di Colore (BV) 0.79 

114


Algedi 

Può essere anche chiamata Algiedi, Al Giedi o Giedi; anche se Giedi è a volte usato per riferirsi a β 

Capricorni. Il nome Algedi deriva dall'arabo يدج لا al-jady, il capretto, che è anche il nome arabo della 

costellazione del Capricorno. 

Osservazioni 

Algedi Alpha Capricorni, α Cap è una stella binaria ottica nella costellazione del Capricorno La designazione 

è condivisa da due sistemi stellari non legati gravitazionalmente tra di loro: 

α¹ Capricorni, anche chiamata Prima Giedi. La componente principale del sistema è una supergigante 

gialla che dista circa 686anni luce dalla Terra. 

α² Capricorni, anche chiamata Secunda Giedi. La componente principale è una gigante gialla che dista 

circa 108,69 anni luce dalla Terra. 

I due sistemi sono separati da 0,11° nel cielo e sono risolvibili anche a occhio nudo, come avviene 

per Mizar e Alcor nell'Orsa Maggiore. 

. 

Algedi 1 / 2 

115

ALGEDI 1-2 

Classificazione Supergigante Gialla – Gigante Gialla 

Classe Spettrale G3 Ib / G8 III 

Distanza dal Sole 687 – 109 a.l. 

COORDINATE 

Ascensione Retta 1 20h 17m 38,87s 


Declinazione 1 12° 30’ 29,57” 

Declinazione 2 01° 32’ 41,49” 


Magnitudine Apparente da Terra 4,23 / 3,57 

Magnitudine Assoluta -2,39 / +0,95 

Luminosità 752 / 35 Luminosità Solari 

116


ACQUARIO 

Sedalmelik 

Sadalmelik α Aqr / α Aquarii è una stella supergigante gialla situata nella costellazione dell'Acquario, di cui 

tuttavia non è la stella più luminosa (il titolo corrisponde a β Aquarii. Il nome Sadalmelik deriva 

dall'espressione araba دع س كل م لا sa c d al-malik/mulk, che significa «fortuna del re/regno», così anche 

come Rucbah, nome con cui viene anche indicata Delta Cassiopeiae δ Cas / δ Cassiopeiae. È una delle due 

sole stelle con nomi propri antichi ad essere attraversata dall'equatore celeste. L'origine del nome arabo è 

andata persa nella storia. 

Osservazione 

Sadalmelik ha una magnitudine apparente di +2,95 m. Ha un diametro 80 volte quello del Sole e la 

sua luminosità è 6000 volte più grande, facendola appartenere alla classe spettrale G2Ib. È un membro della 

rara classe di stelle nota come supergiganti gialle. Sadalmelik è a circa 759 anni-luce dalla Terra. 

117

SEDALMELIK 

Classificazione Supergigante Gialla 



COORDINATE 


Declinazione 1 0° 19’ 11” 






118


Sedal Suud 

Sadalsuud Beta Aquarii - β Aqr è la stella più brillante della costellazione dell'Acquario. Il nome tradizionale 

Sadalsuud deriva dall'espressione araba دوع س لا دع س sa c d as-su c ūd, che significa fortuna delle fortune. 

Sadalsuud ha una magnitudine stellare di +2,90 m. Appartiene alla classe spettrale G0Ib ed è a 610 anniluce 

dalla Terra. È un membro della rara classe di stelle note come supergiganti gialle. 

Sedal Suud 

Classificazione Super gigante Gialla 



COORDINATE 





119


Al Bali 

Epsilon Aquarii ε Aqr / ε Aquarii è una stella bianca nella sequenza principale di magnitudine 3,77 situata 

nella costellazione dell'Acquario. È nota con il nome tradizionale di Albali, dall'arabo البالع albāli‘ "colui che 

inghiotte". Dista 230 anni luce dal sistema solare. 

Osservazioni 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò 

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia 

invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle 

aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine 3,8, la si può osservare anche dai piccoli 



fra fine giugno e novembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, 

grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La stella è una bianca nella sequenza 

principale; possiede una magnitudine assoluta di -0,47 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella 

si sta avvicinando al sistema solare. 

120

AL BALI 

Classificazione Stella Bianca 

Classe Spettrale A1 5V 


COORDINATE 



DATI FISICI 




Moto Proprio RA: 31,89 mx/anno Dec: 35,32 mx/anno 







Indice di Colore (BV) 0 

121

Osservazioni 

Sedachbia 

Gamma Aquarii γ Aqr/γ Aquarii è una stella della costellazione dell'Acquario. È nota anche con il nome 

tradizionale di Sadachbia, nome di origine araba che viene interpretato come La fortunata delle tende o 

anche come La fortunata delle cose nascoste, o dei posti raccolti. Ha una magnitudine apparente di 3,86 ed 

è a 158 anni-luce dalla Terra. È una delle quattro stelle che formano l'asterismo dell' Urna. 

Dati Fisici 

SEDACHBIA 




COORDINATE 





122

Osservazioni 

Skat 

Delta Aquarii δ Aqr/δ Aquarii è la terza stella più brillante della costellazione dell'Acquario. È nota anche con 

il nome tradizionale diSkat o Scheat, nome riferito anche a Beta Pegasi. Si pensa che Delta Aquarii faccia 

parte dell'Associazione Stellare dell'Orsa Maggiore. Generalmente si considera che il nome tradizionale 

derivi dalla parola araba as-saq, che significa gamba o tibia; comunque è stato suggerito anche che la vera 

derivazione provenga dall'arabo ši'at, che significa augurio. 

SKAT 




COORDINATE 





123


Ancha 

Theta Aquarii θ Aqr / θ Aquarii, anche indicata con il nome tradizionale di Ancha, è una stella gigante gialla 

di magnitudine 4,18 situata nella costellazione dell'Acquario. Dista 191 anni luce dal sistema solare. 

Osservazioni 

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò 

comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia 

invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle 

aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine 4,2, la si può osservare anche dai piccoli 



fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, 

grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste. La stella è una gigante gialla; possiede 

una magnitudine assoluta di 0,34 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella si sta avvicinando 

al sistema solare. 

124

Dati Fisici 

ANCHA 

Classificazione Gigante Gialla 

Classe Spettrale G8 III C 


COORDINATE 



DATI FISICI 









125


PESCI 

Alrisha 

Alrisha α Piscium è una stella binaria situata nella costellazione dei Pesci. Il nome derivo dal arabico ءآش ر لا 

al-rišā’ e significa il nodo. Alrisha presenta una magnitudine apparente da Terra di 4,33. Dista dal sistema 

solare 139 anni luce. Alrisha è 2,3 volte più massiccia del Sole. La stella ha una compagna la magnitudine 

apparente è + 5,23 

Osservazioni 

La distanza da α Psc è di circa 139 anni luce . Il sistema comprende una stretta stella doppia , 

con separazione angolare di oggi da 1,8" tra i componenti. La stella principale è di magnitudine 4,33 e tipo 

spettrale A0p, mentre la compagna è la magnitudine 5.23 e appartiene alla classe spettrale A3M. Le due 

stelle richiedere più di 700 anni in orbita tra di loro e faranno il loro massimo avvicinamento tra loro circa 

2060. Uno o entrambi delle stelle può essere una binaria spettroscopica pure. Le stelle sono masse di 2,3 e 

1,8 masse solari , rispettivamente, e brillare con un totale di luminosità di 31 e 12 volte quella del sole. 

126

Dati Fisici 

ALRISHA 

Classificazione Stella Binaria 

Classe Spettrale A0p Si Sr 


COORDINATE 





Questa raccolta è stata effettuata con l’aiuto dell’Enciclopedia online WIKIPEDIA, sono state 

inserite sole le stelle con nome proprio, e tralasciato quelle con il solo alfabeto greco. 

Quanto prima seguiranno le stelle con nome proprio delle costellazioni Boreali 

Mauro Aloigi 

127

128

129

130

131

. 

132

133

134

135

. 

136

137

138

139

140

Le stelle delle costellazioni Zodiacali ARIETE - Giovani Astrofili ...

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