Fomalhaut (α PsA / α Piscis Austrini / Alfa Piscis Austrini) è una stella situata nella costellazione del Pesce Australe. Avendo magnitudine +1,16 essa è la stella più luminosa della costellazione nonché la diciottesima più brillante del cielo visto dalla Terra. È una stella dell'emisfero australe ma le sue possibilità di osservazione dall'emisfero boreale sono ampie. Si tratta di una stella bianca di sequenza principale, simile a Sirio e Vega, distante 25 anni luce. Ha un raggio e una massa all'incirca doppi rispetto a quelli del Sole e una temperatura superficiale di circa 8.500 K.
La sua caratteristica più nota e studiata è quella di possedere un esteso disco circumstellare di gas e polveri. Si sospetta inoltre che la stella possa ospitare un sistema planetario e nel 2008 è stato annunciato che un pianeta orbitante intorno alla stella era stato osservato nella banda del visibile. Si sarebbe trattato del primo pianeta osservato direttamente nel visibile. Tuttavia osservazioni e studi successivi hanno messo fortemente in dubbio l'esistenza del pianeta.
Fomalhaut, la stella nana arancione TW Piscis Austrini e la stella nana rossa LP 876-10 costituiscono un sistema stellare triplo, anche se le due più deboli compagne sono situate a grande distanza dalla componente principale, dalla quale distano rispettivamente 0,91 e 2,5 anni luce.
Il nome della stella è , che significa "la bocca della balena".
Osservazione
Fomalhaut appare come una stella dal colore bianco-azzurro; la sua individuazione in cielo è facilitata, oltre che dalla sua luminosità (si tratta della diciottesima stella più brillante del cielo ad occhio nudo) dalla sua singolare posizione, lontana da altre stelle luminose e quindi in risalto in un campo celeste povero di stelle appariscenti. Ha una declinazione di 30°S, il che favorisce gli osservatori posti a latitudini meridionali. Tuttavia, la sua posizione non troppo discosta dall'equatore celeste fa in modo che sia visibile dalla gran parte delle aree abitate della Terra. In particolare essa diventa invisibile solo a partire dal 60°N, escludendo in tal modo l'Alaska, il Canada settentrionale, la Groenlandia, l'Islanda, le regioni scandinave settentrionali, e buona parte della Russia. Si mostra relativamente alta in cielo a partire dalle regioni mediterranee, mentre è circumpolare a sud del 60°S, cioè solo nelle regioni antarticheUna declinazione di 30°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 60°; il che equivale a dire che a sud del 60°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 60°N l'oggetto non sorge mai.
Il periodo più propizio per la sua osservazione è quello che va dal mese di agosto a quello di dicembre, nei cieli serali dell'emisfero nord, mentre a sud dell'equatore si mostra da giugno a gennaio; la sua presenza nei cieli dopo il tramonto del Sole nell'emisfero nord indica l'approssimarsi della stagione autunnale.
Ambiente galattico
La nuova riduzione dei dati astrometrici del telescopio spaziale Hipparcos risalente al 2007 ha portato a un nuovo calcolo della parallasse di Fomalhaut, che è risultata essere 129,81 ± 0,47 mas. Pertanto la distanza di Fomalhaut dalla Terra è pari a 1/0,12981 pc, ossia 7,70 pc, equivalenti a 25,12 anni luce. Fomalhaut è quindi una stella relativamente a noi vicina, che condivide lo stesso ambiente galattico del Sole. 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 Fomalhaut sono 20,48° e -64,90°. Una longitudine galattica di circa 20° significa che la linea ideale che congiunge il Sole e Fomalhaut, se proiettata sul piano galattico, forma con la linea ideale che congiunge il Sole con il centro galattico un angolo di circa 20°. Ciò significa che Fomalhaut è leggermente più vicina al centro galattico di quanto non lo sia il Sole. Una latitudine galattica di quasi -65° significa tuttavia che la distanza che separa il Sole da Fomalhaut è per la maggior parte dovuta al fatto che le due stelle non sono allineate sullo stesso piano e che Fomalhaut si trova parecchio a sud rispetto al piano su cui sono posti il Sole e il centro galattico.
Fomalhaut fa parte dell'Associazione di Castore, un'associazione stellare composta da stelle relativamente vicine al Sole, che condividono lo stesso movimento rispetto al sistema di riposo locale. Questa associazione, scoperta nel 1990, comprende almeno 16 membri fra cui, oltre a Fomalhaut e Castore (da cui prende il nome), Vega, Alderamin () e Zubenelgenubi (). È probabile che le stelle abbiano una origine comune e che quindi siano nate tutte più o meno nello stesso periodo di tempo. Basandosi sulle tracce evolutive delle varie stelle appartenenti all'associazione e su altri dati, come l'abbondanza di litio, l'età dell'associazione è stata stimata in 200 ± 100 milioni di anni.
La stella più vicina a Fomalhaut è TW Piscis Austrini, una nana arancione di classe spettrale K4 V e di magnitudine apparente 6,48, distante solo 0,9 anni luce da Fomalhaut. Data questa vicinanza e il fatto che le due stelle condividono lo stesso moto proprio nel cielo e lo stesso movimento rispetto al sistema di riposo locale, è probabile che esse siano fisicamente legate. TW Piscis Austrini dovrebbe avere una temperatura superficiale di 4.594 K, una massa di 0,73 M☉, un raggio di 0,688 R☉ e una luminosità di 0,189 L☉. È una variabile BY Draconis.
La seconda stella più vicina a Fomalhaut è LHS 3885, una nana arancione di classe spettrale K7 V e magnitudine apparente 7,86, distante 3,5 anni luce. A 5,6 anni luce si trova invece FK Aquarii, una nana rossa di classe spettrale M2 V e magnitudine apparente 9,0.
Fomalhaut A Fomalhaut è una stella bianca di sequenza principale di classe spettrale A4 V o A3 V. Lo studio della stella è stato facilitato dal fatto che è stato possibile misurare direttamente il suo diametro angolare mediante tecniche interferometriche. Utilizzando il Narrabri Stellar Intensity Interferometer, situato a Narrabri, nel Nuovo Galles del Sud, Hanbury Brown et al. (1974) hanno ottenuto un valore di 2,10 ± 0,14 mas; questo valore è stato corretto e reso più preciso delle osservazioni condotte da Di Folco et al. (2004), che hanno utilizzato lo strumento VINCI del Very Large Telescope: essi hanno ottenuto un valore di 2,228 ± 0,031 mas. Alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò equivale a un raggio di 1,840 ± 0,023 R☉. Poiché dalla magnitudine apparente della stella e dalla sua distanza è possibile ricavare la sua luminosità assoluta, da questa e dal raggio è possibile dedurre la temperatura superficiale, utilizzando la legge di Stefan-Boltzmann: essa risulta essere 8.760 ± 100 K. La luminosità della stella è invece calcolata in 17,8 ± 0,8 L☉. La nuova riduzione dei dati di Hipparcos, risalente al 2007, ha permesso di correggere questi valori in 8.590 ± 73 K e 16,63 ± 0,48 L☉.
Per valutare la massa della stella è necessario conoscere, oltre alla sua posizione sul diagramma H-R, data dalla temperatura e dalla luminosità, anche la sua metallicità, ossia l'abbondanza di elementi più pesanti dell'elio. Tuttavia gli studi che sono stati fatti riguardo alla metallicità di Fomalhaut non concordano circa il suo valore, ma solo sul fatto che essa sia più bassa rispetto a quella del Sole. La metallicità è determinata misurando il rapporto fra l'abbondanza di ferro e l'abbondanza di idrogeno nella fotosfera della stella. Uno studio spettroscopico del 1997 riporta una abbondanza di metalli pari a 93% di quella del Sole Questo articolo riporta [Fe/H] = -0,03 dex.. Un altro studio, pubblicato lo stesso anno, deduce la metallicità di Fomalhaut da quella di TW Piscis Austrini, supponendo che le due stelle abbiano una comune origine. Ne risulta un valore 78% di quello solare Questo articolo riporta [Fe/H] = -0,11 dex.. Un modello evolutivo proposto da Di Folco et al. (2004) ha condotto a un valore di 79%, mentre una misurazione spettroscopica del 2008 ha dato un valore molto più basso di 46% Questo articolo riporta [Fe/H] = −0,34 dex.. Di Folco et al. (2004) hanno stimato la massa di Fomalhaut seguendo le tracce evolutive di stelle di diversa massa sul diagramma H-R e assumendo una metallicità pari al 93% di quella del Sole; ne è risultata una massa di 2,00 ± 0,20 M☉. Mamajek (2012) ha invece utilizzato la nuova riduzione dei dati di Hipparcos e una metallicità simile a quella del Sole per ricavare un valore di 1,95 ± 0,02 M☉.
C'è invece maggiore accordo fra le misurazioni della velocità di rotazione della stella. Il sito SIMBAD riporta tre diverse misurazioni della velocità di rotazione per il seno dell'inclinazione dell'asse di rotazione rispetto alla nostra visuale (v × sin i): esse variano da 85 km/s a 93 km/s. Il prof. Kaler nella voce dedicata a Fomalhaut nel suo database Stars riporta invece un valore di 102 km/s.
L'età stimata dell'Associazione di Castore, lo stato evolutivo dell'associata TW Piscis Austrini e le tracce evolutive di stelle simili a Fomalhaut hanno fatto a lungo ritenere che essa sia una stella giovane, con un'età compresa tra 100 e 300 milioni di anni ed un tempo di vita residuo stimato in un miliardo di anni, prima che l'astro evolva in gigante rossa. Tuttavia Mamajek (2012) ha messo parzialmente in dubbio queste ipotesi: basandosi su nuove stime più precise della luminosità e della temperatura superficiale della stella, su tracce evolutive più aggiornate, egli ha dedotto una età di 450 ± 40 milioni di anni. Dopo avere confermato che Fomalhaut e TW PsA formano un sistema fisico, Mamajek (2012) ha nuovamente cercato di determinare l'età di quest'ultima, basandosi sulla velocità di rotazione della stella, sulla quantità di raggi X emessi e sull'abbondanza di litio. Dopo avere pesato tutti questi fattori, lo studioso è arrivato alla conclusione che il sistema ha una età di 440 ± 40 milioni di anni.
Disco circumstellare
Nel 1983 il telescopio spaziale IRAS rilevò che Fomalhaut, Vega, e emettevano un eccesso di radiazione infrarossa. Tale radiazione fu interpretata essere emessa da grani di polvere orbitanti intorno a queste stelle. Si suppose che tali grani formassero un disco circumstellare, all'interno del quale erano in formazione nuovi pianeti.
Nel 1998 un team di scienziati statunitensi e britannici riuscì ad ottenere la prima immagine del disco, fotografandolo a lunghezze d'onda inferiori al millimetro. Dall'immagine appariva una vasta cavità centrale, sgombra da gas e altro materiale, approssimativamente delle dimensioni dell'orbita di Nettuno. Ciò portava gli scienziati del team a paragonare il disco circumstellare alla Fascia di Kuiper che circonda il Sole e a stimarne la massa in poche masse lunari. L'attività di formazione di pianeti, se aveva avuto luogo, era quindi già terminata e aveva forse prodotto la cavità centrale, ripulendola di materiale. I ricercatori ipotizzavano che la fascia contenesse, oltre che grani di piccole dimensioni, anche comete e forse corpi di dimensioni maggiori, probabilmente frutto della frammentazione di un pianeta preesistente.