Achernar (AFI: ; conosciuta anche con le sigle di Bayer α Eri / α Eridani / Alfa Eridani) è una stella bianco-azzurra di sequenza principale, appartenente alla costellazione dell'Eridano. È una delle poche stelle di prima magnitudine apparente, essendo questa pari a +0,45; tale magnitudine la rende la nona stella più brillante del cielo.
Achernar è una stella binaria, la sua luminosità è dovuta non tanto alla sua distanza, che è di 144 anni luce, ma soprattutto al fatto che la componente principale è una stella molto brillante: la sua massa è di circa di sei masse solari e la sua magnitudine assoluta è pari a -2,72. La compagna, Achernar B, è invece una stella di classe A simile a Vega, con una massa che è circa il doppio di quella solare.
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 declinazione molto meridionale, restando dunque fuori dalla vista in tutta Europa e in gran parte dell'America Settentrionale e dell'Asia; in secondo luogo, i dintorni di questa stella sono privi di stelle luminose o disposte a formare asterismi 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.
Osservazione
Achernar è la nona stella più luminosa del cielo. Essendo posta 57° a sud dell'equatore celeste, essa è visibile principalmente dall'emisfero sud della Terra, dove appare come un astro molto isolato, in un campo di stelle deboli e notevolmente distante dalla brillante scia chiara della Via Lattea; si presenta circumpolare da molte grandi città dell'emisfero sud, come Città del Capo, Buenos Aires, Sydney e Melbourne, Wellington.Come si evince da: L'osservazione dall'emisfero nord è assai penalizzata: non è visibile da nessuna regione dell'Europa, della Russia e dalla maggior parte degli Stati Uniti, dove è osservabile solo negli stati più meridionali come il Texas; nel Mar Mediterraneo diventa visibile bassa sull'orizzonte solo dalle coste più a sud, in Libia e in Egitto.Una declinazione di 57°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 33°; il che equivale a dire che a sud del 33°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 33°N l'oggetto non sorge mai. Questa posizione marcatamente australe ha comportato che questo oggetto non sia stato studiato se non in tempi relativamente recenti, con l'immissione in orbita di telescopi spaziali e con la costruzione di osservatori astronomici nell'emisfero sud della Terra.
Achernar giace nella parte più meridionale della costellazione dell'Eridano, in corrispondenza dei suoi confini con la costellazione del Tucano e dell'Idra Maschio. L'Eridano, che nella cultura greco-latina, rappresenta il fiume Po, si estende a sud-ovest di Orione. 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 Cursa, 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, Fomalhaut, si trova a 39° di distanza angolare da Achernar, mentre Canopo, 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 Nubi di Magellano, due galassie satelliti della Via Lattea: esse distano da Achernar 26° e 16°..
Ambiente galattico
Trovandosi a 144 anni luce dal Sole, Achernar è una stella relativamente vicina al Sole: i due astri sono pertanto posti nel medesimo braccio della Via Lattea, il Braccio di Orione. Le coordinate galattiche di Achernar sono 290,84° e -58,79°. Una longitudine galattica di circa 290,84° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Achernar, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di circa 290°. Ciò implica che Achernar è leggermente più vicina dal centro galattico di quanto non sia il Sole. Una latitudine 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, una nana gialla di classe spettrale G6V che ha una magnitudine apparente 8,40. Segue in ordine di vicinanza, a 4,9 anni luce, LTT 855, una nana arancione di classe spettrale K4V e di magnitudine apparente 9,91. Per trovare una stella più luminosa di HD 10678 bisogna allontanarsi 12 anni luce da Achernar, dove è posta HD 13246, una stella bianco-gialla di sequenza principale, di classe spettrale F8V, avente magnitudine apparente 7,50.
Caratteristiche
Le classificazioni di Achernar variano nell'intervallo fra la classe B3 e la classe B6. Inoltre, quanto a classificazione MMK, Achernar è stata attribuita sia alla classe delle subgiganti che a quella delle stelle appartenenti alla sequenza principale. Nazé (2009). la classifica come stella di tipo B6Vpe, ove p significa stella peculiare ed e segnala l'appartenenza alla classe delle stelle Be. Tenendo per buona questa classificazione, Achernar è una stella di colore bianco-azzurro di sequenza principale, che sta fondendo l'idrogeno presente nel suo nucleo in elio.
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 banda del visibile, una radiazione 1.070 volte quella del Sole. La massa di Achernar è stimata essere compresa fra 6 e 8 volte quella solare. Questo dato e la probabilità che la stella perderà ingenti quantità di materia nel corso della sua evoluzione porta a ritenere che essa non esploderà come una supernova alla fine del suo ciclo vitale, ma che piuttosto diventerà una nana bianca molto massiccia come Sirio B. 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.
Una stella Be Achernar è la stella Be con la luminosità apparente più elevata dell'intera volta celeste, nonché la più vicina alla Terra. Le stelle Be sono stelle di classe spettrale B caratterizzate da una elevata velocità di rotazione. Tale velocità comporta un marcato schiacciamento ai poli, causato dalla forza centrifuga, nonché la presenza di un disco circumstellare costituito da materia gassosa espulsa dalla stella in corrispondenza delle zone equatoriali della stessa. Il disco è responsabile della comparsa delle linee di emissione dell'idrogeno e di altri elementi ionizzati, che normalmente appaiono però più deboli. La lettera e 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 magnetica oppure ancora la presenza di una compagna. Le stelle Be rappresentano il 17% delle stelle di tipo B non appartenenti alla classe delle supergiganti della nostra Galassia. Le sottoclassi spettrali che presentano una maggiore frequenza di stelle Be sono B1 e B2.
Nel 2002 Achernar è stata fatta oggetto di osservazioni da parte di Domiciano de Souza e colleghi (2003) che hanno utilizzato il potente interferometro del Very 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'ellisse con un asse maggiore di 2,53 ± 0,06 mas e un asse minore di 1,62 ± 0,01 mas. L'ellisse risulta inclinato di 39° ± 1° rispetto alla linea est-ovest.
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'inclinazione dell'asse 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 raggio polare di 7,7 ± 0,2 R⊙ e un raggio equatoriale di 12,0 ± 0,4 R⊙. 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 R⊙, il raggio polare sarebbe minore di 7,7 ± 0,2 R⊙ 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 velocità di rotazione di Achernar all'equatore moltiplicata il seno dell'angolo di inclinazione dell'asse di rotazione (veq × sin i) è stata calcolata essere 225 km/s. 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 315 km/s. Ne segue che l'inclinazione rispetto alla nostra linea di vista non può essere inferiore a 46°, perché se i=46°, allora la velocità di rotazione dell'astro sarebbe pari a quella critica. Tuttavia, anche per valori di poco superiori a 46°, la gravità 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° ≤ i ≤ 90°.
Schiacciamento eccessivo 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 R⊙. Tuttavia, come si è detto, le misurazioni interferometriche riportano un raggio polare massimo di 7,7 R⊙ nell'ipotesi che i = 90° e inferiore se i < 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 rotazione differenziale del nucleo della stella rispetto alla sua superficie: il nucleo, in particolare, ruoterebbe più velocemente della superficie. Questa ipotesi è stata ripresa e sviluppata da Jackson e colleghi (2004): 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.