Aldebaran (AFI: o, meno comunemente, ; α Tau / α Tauri / Alfa Tauri) è una stella appartenente alla costellazione del Toro. Con magnitudine +0,98, è la stella più luminosa della costellazione, nonché la quattordicesima più luminosa nel cielo notturno. Distante circa 66,64 anni luce dalla Terra, è una gigante arancione di classe spettrale K5 III, circa 500 volte più luminosa del Sole e una quarantina di volte più grande. Si tratta in realtà di una stella doppia, giacché la principale possiede una piccola e debole compagna.
Aldebaran sembra visualmente associata all'ammasso delle IadiL'ammasso aperto più vicino alla Terra., ma si trova in realtà molto più vicina a noi e l'associazione è data solo dalla prospettiva.
Il suo nome deriva dalla parola araba al-Dabarān (لدبران), "che sta dietro", in riferimento al modo in cui la stella appare nelle vicinanze e subito dopo l'ammasso delle Pleiadi nel loro moto notturno. Astrologicamente, Aldebaran era una stella considerata fortunata, apportatrice di ricchezze e onori. Dal 3000 a.C. per i Persiani era considerata, insieme ad Antares, Regolo e Fomalhaut, una delle quattro "stelle regali".
Osservazione
Si presenta come una stella di colore arancio, una tra le più facili da individuare nel cielo notturno, sia per la sua grande luminosità che per l'associazione con uno degli asterismi più noti della volta celeste: la Cintura di Orione; se si traccia una linea che passa per le tre stelle che formano la Cintura da sinistra a destra (nell'emisfero boreale) o da destra a sinistra (nell'emisfero australe), la prima stella brillante che si incontra è Aldebaran. Nell'altra direzione la prima stella brillante che si incontra è invece Sirio.
Aldebaran appare anche come la più luminosa delle Iadi, l'ammasso aperto che con le sue stelle disposte a forma di V marca la 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 rispetto a quella in cui si trova Aldebaran. A poco più di una decina di gradi a nord-ovest di Aldebaran e delle Iadi è possibile osservare un altro fra i più noti ammassi aperti del cielo: le Pleiadi. Prolungando inoltre il ramo della figura a forma di V formata dalle Iadi su cui si trova Aldebaran si incontra a circa 15°, mentre prolungando l'altro ramo si incontra, più o meno alla stessa distanza, la luminosa Elnath, ai confini con la costellazione dell'Auriga. Queste due stelle marcano le corna del Toro.
Con una declinazione di 16° 30' N, Aldebaran è una stella appartenente all'emisfero boreale. Data tuttavia la sua relativa vicinanza all'equatore celeste le sue possibilità di osservazione nell'emisfero australe sono ampie: è invisibile solo più a sud del 74º parallelo, cioè solo nelle regioni antartiche. Tuttavia apparirà bassa all'orizzonte nord nelle regioni più meridionali dell'Argentina, del Cile e della Nuova Zelanda. D'altra parte una tale posizione fa sì che Aldebaran risulti circumpolare, solo nelle regioni artiche e in quelle più settentrionali della Russia, della Groenlandia, del Canada e dell'AlaskaUna declinazione di 16°N equivale ad una distanza angolare dal polo nord celeste di 74°; il che equivale a dire che a nord del 74°N l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a sud del 74°S l'oggetto non sorge mai. Il 1º giugno il Sole passa pochi gradi a nord di Aldebaran: 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'inverno boreale. In particolare, i mesi più favorevoli per la sua osservazione sono dicembre e gennaio, ma è comunque osservabile, anche se non sempre per l'intera notte, nel periodo che va da ottobre ad aprile; la sua discesa ad ovest subito dopo il tramonto del Sole indica l'approssimarsi dell'estate boreale.
Questa vicinanza all'eclittica comporta la possibilità da parte di Aldebaran di poter essere occultata dalla Luna. Solo altre tre stelle di prima magnitudine, Spica, Antares e Regolo, condividono questa proprietà con Aldebaran, la più luminosa fra di esse, 2008.. Tali occultazioni avvengono quando il nodo ascendente è vicino all'equinozio autunnale. L'occultazione del 22 settembre 1978 fu sfruttata per calcolare una stima del diametro della stella. La successiva si è verificata nel 2015. Avendo avuto notizia che una di queste occultazioni era stata osservata ad Atene nel 509 d.C., l'astronomo inglese Edmond Halley calcolò nel 1718 che, perché quell'evento fosse stato possibile, Aldebaran avrebbe dovuto trovarsi in una posizione differente, diversi primi d'arco più a nord, rispetto a quella in cui la osservava nella sua epoca. Egli concluse che la stella si era quindi spostata nei secoli trascorsi dall'evento. Halley aveva scoperto il moto proprio delle stelle, 2008..
Ambiente galattico
Trovandosi relativamente vicino al Sole, Aldebaran ne condivide lo stesso ambiente galattico. In particolare, si trova come il Sole all'interno della Bolla Locale, una "cavità" del mezzo interstellare presente nel Braccio di Orione, uno dei bracci galattici della Via Lattea. Le coordinate galattiche di Aldebaran sono 180,97° e 20,24°. Una longitudine galattica di circa 180° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Aldebaran, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di quasi 180°. Ciò significa che, preso il Sole come punto di riferimento, il centro galattico e Aldebaran si trovano in direzioni opposte. Di conseguenza Aldebaran è leggermente più lontana dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine galattica di poco più di 20° significa che Aldebaran si trova poco più a nord rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.
Le due stelle più vicine ad Aldebaran sono due stelle rosse di sequenza principale. Si tratta di VA 366, una stella di classe spettrale M0 V, distante 4,4 anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,38 e di Ross 388, una stella di classe spettrale M3 V, distante 9,1 anni luce da Aldebaran e di magnitudine apparente 12,48. Per trovare una stella delle dimensioni del Sole bisogna allontanarsi circa 12 anni luce da Aldebaran, ove si trova LTT 11292, una stella gialla di sequenza principale di classe spettrale G7 V e di magnitudine apparente 6,8.
Luminosità comparata nel tempo La velocità radiale di Aldebaran è +54,11 km/s. Ciò significa che si sta allontanando da noi a una velocità superiore a quella di tutte le altre stelle di prima magnitudine. Delle 300 stelle più luminose della volta celeste solo tre hanno una velocità radiale positiva superiore a quella di Aldebaran, 2008.. Ne segue che in tempi passati Aldebaran, essendo più vicina alla Terra, appariva più luminosa di quanto non appaia adesso. In particolare, nel periodo che intercorre fra 420.000 e 210.000 anni fa, Aldebaran è stata la stella più luminosa del cielo notturno, prima di essere superata da Capella. Il picco di luminosità è stato raggiunto 320.000 anni fa, quando Aldebaran è passata nel punto più vicino a noi, a circa 21,5 anni luce dalla Terra. La sua magnitudine apparente era allora -1,54 e quindi essa appariva più luminosa di quanto Sirio, la stella attualmente più brillante della volta celeste, non appaia ora. Tuttavia, poiché Sirio si sta avvicinando alla Terra, è destinata ad aumentare la propria luminosità apparente nei prossimi millenni e raggiungerà magnitudine -1,66 fra circa 60.000 anni, diventando quindi più brillante di quanto Aldebaran non lo sia mai stata in passatoSouthern Stars Systems SkyChart III, Saratoga, California 95070, United States of America.. Quanto ad Aldebaran, la sua luminosità apparente è invece destinata a declinare ulteriormente nelle prossime migliaia di anni.
Circa 400.000 anni fa, quando Aldebaran appariva una stella molto più brillante di quanto non sia ora, appariva anche molto meno separata da quanto non lo sia attualmente da Capella. Poiché anche Capella era allora più luminosa di quanto non sia ora, si trattava di una coppia di stelle molto vicine e molto luminose. A causa della precessione degli equinozi, la coppia ha anche marcato per un certo periodo il polo nord celeste, 2008..
Caratteristiche fisiche Distanza La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Aldebaran, che è risultata essere 48,94 ± 0,77 mas. Pertanto la distanza di Aldebaran dalla Terra è pari a 1/0,04894 pc, ossia 20,433 pc, equivalenti a 66,64 anni luce.
Classificazione e temperatura superficiale
Aldebaran è classificata nella classe spettrale K5 III. La classe K raduna le stelle di colore arancione, a causa di una temperatura superficiale inferiore di quella del Sole. Le 20 misurazioni della temperatura superficiale riportate dal sito SIMBAD, effettuate dal 1957 al 2009, variano da 3.733 K a 4.131 K. La media delle misurazioni è 3.913 K. Si può confrontare questo valore con quello della temperatura superficiale del Sole, che è circa 5.800 K, cioè quasi 2.000 K più elevato.
La classe di luminosità III raccoglie invece le stelle giganti, cioè stelle di massa media o piccola aventi un avanzato stato evolutivo, che hanno ormai abbandonato la sequenza principale.
Raggio Aldebaran è forse la stella il cui raggio è stato maggiormente misurato e studiato. Questa dovizia di misurazioni è determinata da tre caratteristiche combinate: grandi dimensioni, relativa vicinanza della stella alla Terra e occultazioni lunari. Tutti questi fattori facilitano la misura del raggio; in particolare l'occultazione lunare può essere sfruttata nel calcolo del raggio misurando il tempo impiegato dalla Luna ad occultare completamente la stella, cioè il tempo che trascorre dal principio dell'occultazione, quando la Luna comincia a coprire la stella, alla sua fine, quando la stella non è più visibile. Nonostante questa abbondanza di misurazioni, i diversi studi presentano ancora parecchie differenze nei risultati.
Richichi & Percheron (2002), 2002. riportano nel loro database 46 misurazioni indipendenti del diametro di Aldebaran ottenute con il metodo dell'occultazione lunare, 7 misurazioni ottenute con tecniche interferometriche e 3 con metodi di misurazione indiretta, per un totale di 56 misurazioni. Se si considerano le misurazioni con un margine di errore più basso, cioè inferiore a 0,4 mas, restano 17 risultati, la cui media è 19,87 ± 0,05 mas. Precedentemente, anche Evans et al. (1980), 1980. riportano una serie di misurazioni del diametro della stella ottenute con la tecnica dell'occultazione lunare; alcune di esse sono state effettuate dagli stessi autori, altre sono state prese da altre pubblicazioni. La media delle misurazioni riportate da questo articolo è 19,9 ± 0,3 mas in buon accordo con quanto riportato da Richichi & Percheron (2002). Ridgway et al. (1982), 1982. riportano invece una serie di misurazioni proprie e derivanti da altri studi, anch'esse basate sulla tecnica dell'occultazione lunare, la cui media è 20,88 ± 0,10 mas. Infine, White & Kreidl (1984), 1984. riportano misurazioni proprie e di altri, ottenute anch'esse sulla base di occultazioni, la cui media è 20,45 ± 0,46 mas. Richichi & Roccatagliata (2005), 2005. ipotizzano che questa disparità fra i risultati, soprattutto fra quelli ottenuti tramite il metodo della occultazione lunare, sia dovuta al fatto che i vari studi non hanno tenuto conto del fenomeno della scintillazione che tende a far sovrastimare il diametro di una stella quando si misura il tempo necessario perché l'occultazione da parte di un altro corpo sia completa.