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mwlgSaiph (mwlwκ Ori / κ Orionis / Kappa Orionis) è la sesta mwmastella più mwmqluminosa della mwmgcostellazione di Orione. Il suo nome proprio è una contrazione dell'mwmwarabo mwnasaif al jabbar, che significa mwnqla spada del gigante. Originariamente questo nome apparteneva a mwngIota Orionis (che infatti fa parte dell'mwnwasterismo della mwoaSpada di Orione) e a mwoqEta, ma poi fu, per errore, trasferito alla Kappa della costellazionecite-ref-7[7].

• Osservazione

• Caratteristiche

• Variabilità

• Note

• Collegamenti esterni

Brillando alla mwqgmagnitudine apparente di +2,05, Saiph è la quarantanovesima mwqwstella più luminosa dell'intera mwravolta celeste. Essa è posta nella parte sud-est della costellazione di Orione, in corrispondenza del suo piede sinistro. Si trova infatti a sud rispetto alla mwrqCintura di Orione (formata da mwrgAlnitak, mwrwAlnilam e mwsaMintaka) e a est rispetto a mwsqRigel, con la quale forma la base della figura a forma di mwsgclessidra, costituita dalle stelle più luminose della costellazione. È solo la sesta stella più luminosa della costellazione non tanto perché appaia debolmente luminosa, ma per la presenza all'interno di essa di molte stelle calde e brillanti.

Saiph è una stella dell'mwtaemisfero australe, ma essendo posta solo 9° a sud dell'mwtqequatore celeste, è visibile da quasi tutte le mwtgterre emerse del mwtwnostro pianeta, essendo escluse solo l'estrema parte nord della mwuaGroenlandia e la parte nord dell'mwuqisola di Ellesmere nell'estremo settentrione del mwugCanada. D'altra parte questa vicinanza all'equatore celeste fa sì che essa sia mwuwcircumpolare solo nelle regioni vicine al mwvapolo sud terrestre. I mesi migliori per osservarla sono quelli invernali.

Posta a circa 721,58 mwvwanni luce dalla mwwaTerra, cioè più o meno alla stessa distanza di Rigel, Saiph appare a occhio nudo meno luminosa di Rigel (che ha magnitudine apparente 0,12). Tuttavia più che a una minore luminosità intrinseca, ciò è dovuto al fatto che, appartenendo Saiph alla mwwqclasse spettrale B0,5 contro la B8 di Rigel, la prima emette molta più mwwgradiazione nell'mwwwultravioletto e meno nel mwxavisibile della seconda. Se consideriamo la radiazione totale emessa dalle due stelle, allora esse hanno luminosità comparabili: Saiph è circa 57.000cite-ref-hohle-2-2[2] volte più luminosa del mwyqSole, mentre Rigel è 67.000 volte più luminosa. Le due stelle fanno forse parte della stessa mwygassociazione OB, l'mwywassociazione Orion OB1, come molte altre stelle della costellazione. Questo significherebbe che sono nate dalla stessa grande nube di mwzagascite-ref-8[8].

Questa elevata luminosità è causata dalla combinazione di due fattori: un'alta mwagtemperatura superficiale e un grande mwawraggio. Saiph ha una temperatura superficiale di circa 26.000mwba mwbqK, che le conferisce un colore blu, e un raggio circa 22 volte quello solarecite-ref-searle-6-1[6].

La mwcwmassa di Saiph è stimata essere 16 ± 1 volte quella solare. Stelle così massicce bruciano molto velocemente il loro combustibile nucleare: Saiph potrebbe essere vecchia circa 10 milioni di mwdaanni, ma ha già esaurito o sta per esaurire l'mwdqidrogeno presente nel suo nucleo. Il rallentamento delle mwdgreazioni nucleari all'interno di Saiph ha da poco determinato la sua fuoriuscita dalla mwdwsequenza principale. Essa è classificata infatti come mweasupergigante blu e le è stata assegnata mweqclasse di Yerkes Ia (cioè appartiene alle supergiganti più brillanti). Forse Saiph si trova in uno stadio della sua mwegevoluzione leggermente meno avanzato di Rigel, come dimostrerebbe il fatto che quest'ultima ha un raggio notevolmente maggiore di quello di Saiph e una temperatura superficiale meno elevata. In ogni caso, anche Saiph ha già intrapreso il cammino che la porterà a diventare una mwewsupergigante rossacite-ref-9[9]. Vista la sua massa elevata, il suo destino finale è quello di esplodere in una mwgasupernova.

Come tutte le supergiganti, Saiph emette un potente mwggvento stellare, che determina una perdita di massa nell'ordine di 1,2 milionesimi mwgwM☉ ogni annocite-ref-searle-6-2[6].

Sulla base di una serie di osservazioni compiute fra il mwiw1979 e il mwja1980 si scoprì che Saiph aveva incrementato l'emissione di mwjqraggi X del 46% in un anno. A ciò non corrispondeva una uguale variabilità nella zona dell'mwjgultraviolettocite-ref-10[10]. Le variazioni nel flusso dei raggi X potrebbero essere spiegate sulla base di variazioni nella quantità di vento stellare oppure di variazioni della sua temperatura.

Sempre nel 1979 si è potuto appurare che anche l'idrogeno emesso tramite il vento stellare variava in quantità e velocità, essendo il ciclo delle variazioni lungo giorni o mesicite-ref-11[11]. In uno studio del mwma2006, la variabilità delle mwmqlinee di assorbimento dell'idrogeno è stata confermata, ma non si è potuto stabilire alcun periodo preciso, sebbene sembri che esso sia nell'ordine delle orecite-ref-12[12].

cite-note-gaia-11. mwpaI. McDonald mwpqet al., mwpgmwpwParameters and IR excesses of Gaia DR1 stars, 2017.

cite-note-hohle-22. mwrwHohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F., mwsamwsqMasses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants, in mwsgmwswAstronomische Nachrichten, vol.mwta 331, n.mwtq 4, aprile 2010, p.mwtg 349, mwtwDOI:mwua10.1002/asna.200911355.

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cite-note-43. mwywS. Simón-Díaz, A. Herrero, mwzamwzqFourier method in the determination of rotational velocities in OB starsmw0a, in mw2aAstronomy & Astrophysics, vol.mw2q 468, 2007, pp.mw2g 1063-1073, mw2wDOI:mw3a10.1051/0004-6361:20066060. mw3qURL consultato il 2 febbraio 2010.

cite-note-diaz-54. mw4gS. Simón-Díaz mw4wet al., mw5amw5qThe IACOB project⋆ III. New observational clues to understand macroturbulent broadening in massive O- and B-type stars, in mw5gmw5wAstronomy & Astrophysics, vol.mw6a 597, A22, gennaio 2017, mw6qDOI:mw6g10.1051/0004-6361/201628541.

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cite-note-77. ↑ mwaqkRichard Hinckley Allen, mwaqoStar names. Their lore and meaning, Mineola (N.Y.), Dover Publications, 1963, p.mwaqs 318.

cite-note-88. ↑ Si ritiene infatti che Saiph appartenga al sottogruppo mwaq8OB1c della associazione, mentre Rigel viene, con molta cautela, considerata un membro esterno dell'associazione.

cite-note-99. ↑ È tuttavia stata avanzata cautamente l'ipotesi che Saiph potrebbe essere già passata per la fase di supergigante rossa e che ora sia tornata a essere una supergigante blu: cfr. mwarmD. J. Lennon, S. T. Becker, K. Butler, F. Eber, H. G. Groth, D. Kunze, R.-P. Kudritzki, mwarqmwaruQuantitative spectroscopy of B supergiants in the Galaxy, the LMC and the SMC. I - The B0.5 IA supergiants Kappa Orionis, SK - 68 deg 41 and SK 159, in mwaryAstronomy & Astrophysics, vol.mwarc 252, 1991, pp.mwarg 498-507. mwarkURL consultato il 4 febbraio 2010.

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cite-note-1111. ↑ mwassR. Stalio, L. Rusconi, G. Sedmak, C. Arpigny Y. Georgelin, B. Rocca, mwaswmwas0H-alpha profile variability in Kappa Orionis, B0.5 IA, in mwas4Astronomy and Astrophysics, vol.mwas8 77, 1979, pp.mwata L10-L13. mwateURL consultato il 4 febbraio 2010.

cite-note-1212. ↑ mwatyT. Morel, S. V. Marchenko, A. K. Pati, K. Kuppuswamy, M. T. Carini, E. Wood, R. Zimmerman, mwatcmwatgLarge-scale wind structures in OB supergiants: a search for rotationally modulated Hα variability, in mwatkMonthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol.mwato 351, 2006, pp.mwats 552-568, mwatwDOI:mwat010.1111/j.1365-2966.2004.07799.x. mwat4URL consultato il 4 febbraio 2010.

• mwaum(EN) Dati di Saiph su SIMBAD, su simbad.u-strasbg.fr.

• mwauu(EN) Descrizione di Saiph, su stars.astro.illinois.edu. URL consultato il 04-03-2010.

• mwaucFoto di Saiph (PNG), su zimmer.csufresno.edu. URL consultato il 04-03-2010.