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mwxgAchernar (mwxwmwyaAFI: /akerˈnar/cite-ref-7[7]; conosciuta anche con le mwzgsigle di Bayer α Eri / α Eridani / Alfa Eridani) è una mwzwstella mwaabianco-azzurra di sequenza principale, appartenente alla mwaqcostellazione dell'Eridano. È una delle poche stelle di prima mwagmagnitudine apparente, essendo questa pari a +0,45; tale magnitudine la rende la nona mwawstella più brillante del cielo.

Achernar è una mwbqstella binaria, la sua luminosità è dovuta non tanto alla sua distanza, che è di 144 mwbganni luce, ma soprattutto al fatto che la componente principale è una stella molto brillante: la sua mwbwmassa è di circa di sei masse solari e la sua mwcamagnitudine assoluta è pari a -2,72. La compagna, Achernar B, è invece una stella di classe A simile a mwcqVega, con una massa che è circa il doppio di quella solare.cite-ref-kervella2022-2-5[2]

Achernar è, fra le stelle più brillanti del cielo, la meno conosciuta a livello popolare: ciò è dovuto ad alcuni fattori, primo fra tutti il fatto che si trova in un'area di cielo a mwdwdeclinazione molto meridionale, restando dunque fuori dalla vista in tutta mweaEuropa e in gran parte dell'mweqAmerica Settentrionale e dell'mwegAsia; in secondo luogo, i dintorni di questa stella sono privi di stelle luminose o disposte a formare mwewasterismi particolarmente noti o riconoscibili. Nonostante ciò, è una delle stelle più interessanti dal punto di vista scientifico, essendo una delle più schiacciate ai poli che si conoscano.cite-ref-brightest-8-0[8]

• Osservazione

• Ambiente galattico

• Caratteristiche

• Una stella Be

• Schiacciamento eccessivo

• Disco circumstellare

• Evoluzione

• Achernar B

• Significato culturale

• Note

• Voci correlate

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

Achernar è la nona stella più luminosa del cielo. Essendo posta 57° a sud dell'mwhwequatore celeste, essa è visibile principalmente dall'mwiaemisfero sud della mwiqTerra, dove appare come un astro molto isolato, in un campo di stelle deboli e notevolmente distante dalla brillante scia chiara della mwigVia Lattea; si presenta mwiwcircumpolare da molte grandi città dell'emisfero sud, come mwjaCittà del Capo, mwjqBuenos Aires, mwjgSydney e mwjwMelbourne, mwkaWellington.cite-ref-uranom-9-0[9] L'osservazione dall'emisfero nord è assai penalizzata: non è visibile da nessuna regione dell'mwlqEuropa, della mwlgRussia e dalla maggior parte degli mwlwStati Uniti, dove è osservabile solo negli stati più meridionali come il mwmaTexas; nel mwmqMar Mediterraneo diventa visibile bassa sull'orizzonte solo dalle coste più a sud, in mwmgLibia e in mwmwEgitto.cite-ref-10[10] Questa posizione marcatamente mwoaaustrale ha comportato che questo oggetto non sia stato studiato se non in tempi relativamente recenti, con l'immissione in orbita di mwoqtelescopi spaziali e con la costruzione di mwogosservatori astronomici nell'emisfero sud della mwowTerra.

Achernar giace nella parte più meridionale della costellazione dell'Eridano, in corrispondenza dei suoi confini con la mwpqcostellazione del Tucano e dell'mwpgIdra Maschio. L'Eridano, che nella cultura greco-latina, rappresenta il fiume mwpwPo, si estende a sud-ovest di mwqaOrione. Le due sue stelle più luminose si trovano alle estremità nord e sud della costellazione, rappresentandone la sorgente e la foce: la sorgente è identificata con mwqqCursa, a 5° a sud dell'equatore celeste, mentre la foce è identificata, appunto, con Achernar. Essa è una delle stelle luminose più solitarie della volta celeste: la stella brillante più vicina, mwqgFomalhaut, si trova a 39° di mwqwdistanza angolare da Achernar, mentre mwraCanopo, la seconda stella più brillante del cielo, nonché la seconda stella brillante apparentemente più vicina, dista circa 40°. In compenso, Achernar costituisce il vertice più settentrionale di un triangolo i cui altri due vertici sono costituiti dalle due mwrqNubi di Magellano, due mwrggalassie satelliti della Via Lattea: esse distano da Achernar 26° e 16°.cite-ref-11[11]

Trovandosi a 144 anni luce dal Sole,cite-ref-solstation-3-1[3] Achernar è una stella relativamente vicina al Sole: i due astri sono pertanto posti nel medesimo braccio della mwwgVia Lattea, il mwwwBraccio di Orione. Le mwxacoordinate galattiche di Achernar sono 290,84° e -58,79°. Una mwxqlongitudine galattica di circa 290,84° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Achernar, se proiettata sul mwxgpiano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il mwxwcentro galattico un angolo di circa 290°. Ciò implica che Achernar è leggermente più vicina dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una mwyalatitudine galattica di -58,79° significa che Achernar si trova parecchio a sud rispetto al piano galattico, su cui sono posti sia il Sole che il centro galattico.

La stella più vicina a Achernar, a 3,4 anni luce, è HD 10678,cite-ref-solstation-3-2[3] una mwzgnana gialla di mwzwclasse spettrale G6V che ha una magnitudine apparente 8,40.cite-ref-12[12] Segue in ordine di vicinanza, a 4,9 anni luce, LTT 855,cite-ref-solstation-3-3[3] una mw2anana arancione di classe spettrale K4V e di magnitudine apparente 9,91.cite-ref-13[13] Per trovare una stella più luminosa di HD 10678 bisogna allontanarsi 12 anni luce da Achernar, dove è posta HD 13246,cite-ref-solstation-3-4[3] una mw4qstella bianco-gialla di sequenza principale, di classe spettrale F8V, avente magnitudine apparente 7,50.cite-ref-14[14]

Le classificazioni di Achernar variano nell'intervallo fra la classe B3cite-ref-15[15] e la classe B6.cite-ref-naze-1-2[1] Inoltre, quanto a mw9qclassificazione MMK, Achernar è stata attribuita sia alla classe delle mw9gsubgiganticite-ref-16[16] che a quella delle stelle appartenenti alla mw-wsequenza principale.cite-ref-17[17] Nazé (2009).cite-ref-naze-1-3[1] la classifica come stella di tipo B6Vpe, ove mwaqqp significa mwaqustella peculiare ed mwaqye segnala l'appartenenza alla classe delle mwaqcstelle Be. Tenendo per buona questa classificazione, Achernar è una mwaqgstella di colore bianco-azzurro di sequenza principale, che sta mwaqkfondendo l'mwaqoidrogeno presente nel suo nucleo in mwaqselio.

Stelle della classe di Achernar sono molto luminose. Dalla magnitudine apparente di questo astro e dalla sua distanza, si può dedurre che esso emette, nella mwaq0banda del visibile, una mwaq4radiazione 1.070 volte quella del mwaq8Sole.cite-ref-solstation-3-5[3] La mwarqmassa di Achernar è stimata essere compresa fra 6 e 8 volte quella solare.cite-ref-harmanec-18-0[18] Questo dato e la probabilità che la stella perderà ingenti quantità di mwarkmateria nel corso della sua mwaroevoluzione porta a ritenere che essa non esploderà come una mwarssupernova alla fine del suo ciclo vitale, ma che piuttosto diventerà una mwarwnana bianca molto massiccia come mwar0Sirio B.cite-ref-19[19] Secondo alcune ipotesi Achernar ha una età di circa 55 milioni di anni e, sebbene non abbia ancora abbandonato la sequenza principale, lo farà nel giro di pochi milioni di anni.cite-ref-vinicius-5-2[5]

Achernar è la stella Be con la luminosità apparente più elevata dell'intera mwasgvolta celeste, nonché la più vicina alla Terra.cite-ref-kervella-20-0[20] Le stelle Be sono stelle di classe spettrale B caratterizzate da una elevata mwas0velocità di rotazione. Tale velocità comporta un marcato schiacciamento ai poli, causato dalla mwas4forza centrifuga, nonché la presenza di un mwas8disco circumstellare costituito da mwatamateria gassosa espulsa dalla stella in corrispondenza delle zone equatoriali della stessa. Il disco è responsabile della comparsa delle mwatelinee di emissione dell'idrogeno e di altri mwatielementi mwatmionizzati, che normalmente appaiono però più deboli. La lettera mwatqe indica proprio la presenza di tali linee. Poiché lo stadio Be è uno stadio transitorio di una stella di tipo B, devono esistere altri fattori, oltre all'elevata velocità di rotazione, responsabili della formazione del disco circumstellare: sono state chiamate in causa pulsazioni non radiali a cui la stella va soggetta oppure l'attività mwatumagnetica oppure ancora la presenza di una mwatycompagna.cite-ref-desouza-21-0[21] Le stelle Be rappresentano il 17% delle stelle di tipo B non appartenenti alla classe delle mwatssupergiganti della nostra Galassia.cite-ref-vinicius-5-3[5] Le sottoclassi spettrali che presentano una maggiore frequenza di stelle Be sono B1 e B2.cite-ref-vinicius-5-4[5]

Nel mwauu2002 Achernar è stata fatta oggetto di osservazioni da parte di Domiciano de Souza e colleghi (2003)cite-ref-desouza-21-1[21] che hanno utilizzato il potente mwauointerferometro del mwausVery Large Telescope, il VLTI, con due dei quattro telescopi disponibili accoppiati. Il team di studiosi è stato capace di ricostruire la forma del disco stellare, che è risultato essere sorprendentemente schiacciato: la stella appare come un'mwauwellisse con un mwau0asse maggiore di 2,53 ± 0,06 mwau4mas e un mwau8asse minore di 1,62 ± 0,01 mas. L'ellisse risulta inclinato di 39° ± 1° rispetto alla linea est-ovest.cite-ref-desouza-21-2[21]

Tuttavia la forma del disco che appare agli strumenti, sebbene ci offra delle indicazioni sulla reale forma della stella, fornisce solo dei vincoli riguardo ad essa e non la indica in modo univoco: in particolare, finché non conosciamo l'mwavsinclinazione dell'mwavwasse di rotazione della stella, non avremo una idea precisa del suo reale schiacciamento. Una possibilità è che l'asse di rotazione coincida con l'asse minore dell'ellisse che appare alle osservazioni e l'equatore stellare con il suo asse maggiore. In tal caso vedremmo Achernar "di taglio". Alla distanza di 144 anni luce, ciò implicherebbe un mwav0raggio polare di 7,7 ± 0,2 mwav4R⊙ e un raggio equatoriale di 12,0 ± 0,4 Rmwawa⊙.cite-ref-desouza-21-3[21] Di conseguenza, il rapporto fra il raggio equatoriale e il raggio polare di Achernar sarebbe 1,55. Tuttavia l'asse di rotazione potrebbe essere inclinato di meno di 90° rispetto alla nostra linea di vista, cioè potremmo non vedere Achernar "di taglio". In tal caso, mentre il raggio equatoriale sarebbe sempre 12,0 ± 0,4 Rmwawu⊙, il raggio polare sarebbe minore di 7,7 ± 0,2 Rmwawy⊙ e quindi il rapporto fra i due raggi maggiore di 1,55. Si può tuttavia porre un limite alla inclinazione dell'asse rispetto alla nostra linea di vista: infatti, la mwawcvelocità di rotazione di Achernar all'equatore moltiplicata il seno dell'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione (mwawgvmwawkeq × mwawosin mwawsi) è stata calcolata essere 225mwaww km/s.cite-ref-slettebak-6-1[6] È necessario ipotizzare che la velocità equatoriale non sia superiore rispetto a quella critica, oltre la quale l'astro si distruggerebbe. Per una stella della massa di Achernar tale valore è circa 315mwaxe km/s. Ne segue che l'inclinazione rispetto alla nostra linea di vista non può essere inferiore a 46°,cite-ref-desouza-21-4[21] perché se mwaxyi=46°, allora la velocità di rotazione dell'astro sarebbe pari a quella critica. Tuttavia, anche per valori di poco superiori a 46°, la mwaxcgravità superficiale all'equatore tenderebbe a zero e quindi Domiciano de Souza e colleghi (2003) prendono in considerazione solo ipotesi in cui l'asse di rotazione sia inclinato di almeno 50°. Ne concludono che 50° ≤ mwaxgi ≤ 90°.

Domiciano de Souza e colleghi (2003) calcolano che, anche assumendo che Achernar ruoti al 96% della sua velocità critica, essa, secondo la teoria, dovrebbe avere un raggio polare di 8,3 Rmwaxs⊙.cite-ref-desouza-21-5[21] Tuttavia, come si è detto, le misurazioni interferometriche riportano un raggio polare massimo di 7,7 Rmwaya⊙ nell'ipotesi che mwayei = 90° e inferiore se mwayii < 90°. Lo schiacciamento della stella risulta quindi troppo elevato rispetto alle previsioni teoriche. Per conciliare le osservazioni con la teoria, Domiciano de Souza e colleghi (2003) ipotizzano che una mwaymrotazione differenziale del nucleo della stella rispetto alla sua superficie: il nucleo, in particolare, ruoterebbe più velocemente della superficie.cite-ref-desouza-21-6[21] Questa ipotesi è stata ripresa e sviluppata da Jackson e colleghi (2004):cite-ref-22[22] essi confermano che il modello della rotazione differenziale può spiegare lo schiacciamento osservato; tuttavia l'allontanamento delle zone equatoriali dal nucleo dovrebbe comportare un abbassamento di temperatura di tali zone tale da precludere l'assegnamento di Achernar alla classe spettrale B.

Un'altra possibile spiegazione della discrepanza fra lo schiacciamento rilevato e le previsioni teoriche è stata avanzata da Vinicius e colleghi (2006),cite-ref-vinicius-5-5[5] i quali ipotizzano che al momento dell'osservazione la stella era circondata dal disco di gas caratteristico delle stelle Be: tale disco distorce l'immagine della stella facendola apparire più oblunga di quanto in realtà sia. Questa ipotesi è stata ripresa da Carciofi e colleghi (2008),cite-ref-carciofi2008-23-0[23] i quali assumono che l'inclinazione dell'asse di rotazione sia circa 65° e che quindi il raggio polare sia pari a 7,3 Rmwazk⊙; tuttavia secondo i loro modelli il raggio equatoriale sarebbe solo 1,5 volte quello polare, cioè circa 11 Rmwazo⊙. Il valore maggiore rilevato dalle osservazioni interferometriche sarebbe dovuto alla presenza del disco di gas che circonda Achernar. Un modello simile implica che la velocità di rotazione sia vicina a quella critica (circa il 99% di essa). Inoltre Carciofi e colleghi (2008) ipotizzano che mwazstemperatura superficiale della stella sia 20.000 mwazwK ai poli; a causa dello schiacciamento della stella che rende i poli molto più vicini al suo nucleo di quanto non lo sia l'equatore, e quindi molto più caldi, la temperatura all'equatore sarebbe di soli 3.500 K e la radiazione emessa 1100 volte superiore ai poli rispetto all'equatore. In questo modello la mwaz0luminosità bolometrica della stella è 3.150 mwaz4L⊙.

Come si è detto, nel visibile Achernar è circa 1.100 volte più luminosa del Sole. Ma per raffrontare la luminosità assoluta di questa stella con quella del Sole è necessario prendere in considerazione anche il quantitativo di mwaaeradiazione ultravioletta emanata. Poiché tale quantitativo dipende dalla temperatura superficiale della stella e poiché tale temperatura non è costante lungo la sua superficie, solo mediante modelli accurati della forma e della variazione di temperatura fra le diverse zone della superficie è possibile ipotizzare quale sia la sua luminosità assoluta. Quello di Carciofi e colleghi (2008) costituisce un modello sufficientemente accurato per stimare tale luminosità.

Come tutte le stelle Be, Achernar produce un disco di gas: una delle cause della formazione del disco è sicuramente rappresentata dalla sua alta velocità di rotazione. Visto che Achernar è la stella Be più vicina a noi, non stupisce che sia uno degli oggetti privilegiati nello studio dei dischi circumstellari delle stelle Be. Vinicius e altri (2006)cite-ref-vinicius-5-6[5] hanno analizzato le oscillazioni nelle mwaaglinee spettrali dell'idrogeno, dell'elio e del mwaakmagnesio nello mwaaospettro elettromagnetico di Achernar; essi hanno individuato un ciclo della durata di 2,04 giorni, che interpretano come coincidente con il periodo di rotazione della stella su se stessa. Esso è probabilmente prodotto da gas che circondano la stella e che ruotano assieme ad essa. Altri periodi di 1,3 giorni, 0,78 giorni e 0,58 giorni sono interpretati come dovuti a pulsazioni non radiali dell'astro. Analizzando invece le variazioni sul lungo periodo della linea mwaasHα dell'idrogeno, i ricercatori hanno concluso che è possibile individuare un ciclo di 14-15 anni: l'inizio del ciclo è rappresentato da forti emissioni ed è interpretato come una eruzione di gas dalla superficie della stella con la conseguente formazione di un disco circumstellare inizialmente molto denso; in seguito le linee di emissione si indeboliscono piano piano: ciò viene interpretato come la lenta dissipazione del disco circumstellare, che si esaurisce nel giro di una decina di anni; infine per 4-5 anni Achernar torna ad essere una normale stella di classe B con emissioni assenti. A questo punto si ha una nuova eruzione e il ciclo ricomincia.

Le modalità con cui il disco circumstellare si forma e viene alimentato sono state fatte oggetto di studio da parte di Carciofi e colleghi (2007).cite-ref-24[24] Poiché gli studiosi hanno rilevato, oltre a variazioni nell'arco di giorni, anche variazioni nell'arco di ore e di minuti nelle emissioni del disco di Achernar, la loro ipotesi è che il disco non sia alimentato da una sola grande eruzione ma da tante piccole eruzioni che formano regioni a più alta densità di gas all'interno del disco. Queste regioni poi tendono a disperdersi e a mescolarsi con il gas del disco stesso nell'arco di pochi giorni, formando un anello di materiale intorno alla stella. Se intervengono ulteriori eruzioni l'anello aumenta di spessore e consistenza; altrimenti, se le eruzioni terminano, la sua parte interna ricade sulla stella, mentre quella esterna si dissipa lentamente nello mwabgspazio interstellare.

Oltre che un disco circumstellare variabile, le stelle Be possiedono un potente mwabovento stellare che si diparte dai poli dell'astro. Come si è detto, infatti, essendo vicini al nucleo, essi sono molto caldi e quindi emettono molta radiazione.cite-ref-25[25] La conseguente elevata mwab8pressione di radiazione è responsabile di un importante vento stellare che può far perdere all'astro da cui si diparte 10mwaca−8 Mmwace☉ all'anno.cite-ref-kervella2006-26-0[26] Il vento polare di Achernar è stato studiato da Kervella & Domiciano de Souza (2006):cite-ref-kervella2006-26-1[26] essi hanno osservato i dintorni di Achernar alle frequenze dell'mwacoinfrarosso mediante il mwacsVLT in un periodo in cui il disco circumstellare era praticamente assente e hanno potuto individuare due pennacchi che si dipartono dai poli della stella e che si allungano per 17,6 ± 4,9 mas. Essi emettono il 4,7 ± 0,3mwacw % della radiazione infrarossa della stella. Il flusso del vento polare sembra costante e non dipendere dalle fasi di formazione e dissipazione del disco circumstellare.cite-ref-27[27] Osservazioni successive hanno sostanzialmente confermato questo modello: i pennacchi avrebbero le forme di due mwadegaussiane alte ognuna 9,9 ± 2,3 mas, cioè circa 6 raggi stellari.cite-ref-28[28]cite-ref-29[29]

Secondo Kervella e colleghi Achernar A starebbe trascorrendo le ultime fasi della sua esistenza nella sequenza principale: la stella ha un'età di oltre 60 milioni di anni, e data la sua massa è previsto dai modelli evolutivi stellari che tra meno di un milione di anni attraverserà la prima fase di instabilità, convertendosi in una classica mwadwcefeide, inizialmente con un raggio di 50 volte quello solare, per poi espandersi, tra 600.000 anni, in mwad0120 R⊙. Non è chiaro se ci saranno mwad4interazioni con la compagna quando la componente principale diventerà una mwad8supergigante; nel caso che questo avvenga è possibile che i percorsi evolutivi di entrambe le stelle possano cambiare rispetto a quanto previsto.cite-ref-kervella2022-2-6[2]

Le stelle Be fanno spesso parte di un sistema binario. Si è quindi cercato di appurare se Achernar avesse una compagna. Una risposta in senso positivo è arrivata per la prima volta con lo studio condotto da Kervella & Domiciano de Souza (2007):cite-ref-30[30] osservando il disco circumstellare di Achernar alle mwaeofrequenze del medio infrarosso, essi hanno potuto constatare l'esistenza di una zona con emissioni particolarmente intense; essa è separata dalla stella centrale da 280 mas, che, alla distanza di 44 parsec, corrispondono a 12,3 mwaesUA, e ha una luminosità agli infrarossi che è pari all'1,79mwaew % di quella di Achernar. Gli autori ipotizzano che la fonte di emissione sia una stella di sequenza principale, di classe spettrale A7, con una temperatura superficiale di circa 7.500 K e una massa di circa 2 Mmwae0☉. La differenza di luminosità fra la principale e la sua compagna nella banda del visibile è 5,4 magnitudini (cioè la principale è 144 volte più luminosa della sua compagna). Questo significa che la compagna ha magnitudine apparente 5,8 e che quindi, se non fosse così vicina alla principale, sarebbe una stella osservabile a occhio nudo, date condizioni di visibilità ottimali, anche se apparirebbe molto debole. Probabilmente, il piano dell'orbita della compagna corrisponde al piano equatoriale della principale.

Le osservazioni compiute da Kervella e colleghi (2008)cite-ref-31[31] hanno confermato la presenza di una compagna, chiamata Achernar B. La luminosità misurata nel vicino infrarosso è risultata tuttavia maggiore di quella rilevata l'anno prima: all'infrarosso, la componente B è risultata possedere il 3,33mwafm % della luminosità della componente A. Questa maggiore luminosità suggerisce che Achernar B sia una stella di classe spettrale A1V, simile a mwafqSirio. La distanza e la massa delle due componenti fanno ipotizzare che il loro mwafuperiodo orbitale sia circa 15 anni. Nel 2022 sempre Kervella e colleghi hanno determinato i parametri di Achernar B utilizzando la strumentazione disponibile per il mwafyVLTI: si tratta di una stella bianca di classe A avente una massa circa doppia a quella solare, orbita attorno al comune mwafccentro di massa in 7,04 anni a una distanza dalla componente A di 7,35 UA.cite-ref-kervella2022-2-7[2]

Il nome mwaf4Achernar deriva dalla parola mwaf8araba آخر النهر (mwagaākhir an-nahr) che significa "fine del fiume".cite-ref-allen-32-0[32] Questo nome trova origine nel fatto che la stella è posta alla foce del fiume Eridano. L'attribuzione di tale nome ad Achernar è tuttavia moderna, risalente al mwaguXVI secolo, quando fu osservata per la prima volta dagli esploratori europei:cite-ref-solstation-3-6[3] in età antica la stella non era infatti nota alle civiltà classiche europee a causa della sua posizione molto più meridionale che assumeva all'epoca a causa della precessione degli equinozi. La "foce" del fiume era rappresentata dalla più settentrionale stella Acamar, mwagoθ Eridani,cite-ref-allen-32-1[32] che si trova alla declinazione di -40°: si trattava della stella più meridionale visibile agli mwag8astronomi arabi.cite-ref-allen-32-2[32] mwahqTolomeo non la menziona sebbene essa avrebbe dovuto essere visibile dal sud dell'Egitto, anche se molto bassa all'orizzonte.cite-ref-allen-32-3[32] Questo è uno dei fatti che spinge a credere che il suo catalogo non fosse basato su osservazioni originali, ma sia stato compilato attingendo da un precedente catalogo di mwahkIpparco di Nicea, ora perduto. Ipparco, lavorando a mwahoRodi, cioè 5° di mwahslatitudine più a nord di Alessandria, non poteva osservare la stella.cite-ref-allen-32-4[32]

Presso i mwaiecinesi Ming l'mwaiiasterismo formato da Achernar, mwaimζ Phoenicis e η Phoenicis era chiamato 水委 (mwaiuShuǐ Wěi),cite-ref-allen-32-5[32] che significa mwaioimpetuoso e tortuoso ruscello. In realtà gli astronomi cinesi non avevano osservato direttamente Achernar e ne avevano dedotto l'esistenza da carte astronomiche occidentali.

In mwaiwastrologia si pensa che Achernar prometta felicità e successo concedendo dirittura morale e adesione a principi religiosi e filosofici. Si crede inoltre che Achernar accordi alti uffici nella mwai0Chiesa, specie in congiunzione con mwai4Giove.cite-ref-33[33]

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• mwa88Stelle e sistemi planetari nella fantascienza#Achernar (Alfa Eridani)

• mwa9eEridano (costellazione)

• mwa9mDiagramma Hertzsprung-Russell

• mwa9uNana bianco-azzurra

• mwa9csequenza principale

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• mwa9wLa forma di Achernar, su scienzaesperienza.it (archiviato dall'url originale il 14 ottobre 2007).

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