Analogo solare: differenze tra le versioni

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'''Stella di tipo solare''', '''analogo solare''' e '''gemella del Sole''', sono tre definizioni date a stelle che presentano somiglianze con il [[Sole]], in base a caratteristiche fisiche e [[fotometriaFotometria (astronomia)|fotometriche]] quali [[Classificazione stellare|classe spettrale]], [[massa (fisica)|massa]], età, attività [[Cromosfera|cromosferica]], [[temperaturaTemperatura superficialeefficace (astrofisica)|temperatura]], [[metallicità]], [[Rotazione stellare|rotazione equatoriale]], abbondanza di [[litio]], [[Cinematica stellare|cinematica]] e, di notevole importanza, se siano o no stelle singole e non [[Stella binaria|binarie]]. Una stella simile al Sole ha maggiori possibilità di avere sistemi planetari simili al sistema solare, e di conseguenza di possedere pianeti simili alla [[Terra]] dove si possono essere sviluppate forme di vita<ref>{{cita pubblicazione|autore=Stefano Schirinzi|rivista=[[Coelum Astronomia]]|url=http://www.coelum.com/coelum/archivio/articoli/18-scorpii-la-gemella-del-sole|titolo=18 Scorpii – La Gemella del Sole|numero=160|data=2012|accesso=9 gennaio 2013|dataarchivio=15 gennaio 2013|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130115074016/http://www.coelum.com/coelum/archivio/articoli/18-scorpii-la-gemella-del-sole|urlmorto=sì}}</ref>.

L'ordine è crescente a seconda delle similitudini con la nostra stella, quindi una ''stella di tipo solare'' ha solo alcuni punti in comune con il Sole, mentre il termine stella ''gemella del Sole'' viene assegnato solo ad un ristretto numero di stelle con caratteristiche fisiche quasi identiche a quelle solari<ref name=Lowell>{{cita web|url=http://www2.lowell.edu/users/jch/workshop/drs/drs-p1.html|titolo=Solar-Type Stars: Basic Information on Their Classification and Characterization|autore=David R. Soderblom, Jeremy R. King|editore=[[Osservatorio Lowell]]}}</ref>.

==Similitudini con il Sole==

[[File:Compare sun tau ceti.png|thumb|260pxupright=1.2|Tau Ceti è una stella di tipo solare, anche se la bassa metallicità non la fa rientrare tra le analoghe solari.]]

La definizione delle tre categorie rispecchia l'evoluzione delle tecniche di osservazione astronomica nel corso del tempo. In origine gli astronomi definivano stelle "di tipo solare" (''solar-type'' in [[Lingua inglese|inglese]]) le stelle che, rispetto alle altre, erano più simili al Sole. In seguito, il miglioramento degli strumenti e delle tecniche osservative hanno permesso una maggior precisione nella misurazione di dettagli chiave nelle caratteristiche stellari, come ad esempio la temperatura, consentendo la creazione di una categoria, più ristretta, di stelle "particolarmente" simili al Sole. Con il continuo miglioramento della precisione delle misure si è infine creata una categoria comprendente pochissime stelle che, per le proprie caratteristiche, sono indistinguibili rispetto al Sole, tanto da ricevere l'appellativo di "gemelle"<ref name=Lowell/><ref>{{cita web|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2014/07/140710131024.htm|titolo=Sun-like stars reveal their ages|editore=Science Daily|accesso=12 luglio 2014}}</ref>.

===Stella di tipo solare===

La categoria "stella di tipo solare" è la meno restrittiva, e include stelle simili al Sole per massa e [[evoluzione stellare|stadio evolutivo]]. Sono stelle di [[sequenza principale]], con un [[indice di colore]] compreso tra 0,48 e 0,80, valori non troppo distanti dall'indice di colore del Sole, uguale a 0,65. In alternativa vengono considerate simili al Sole le stelle che vanno dal [[tipoClassificazione stellare|Tipo spettrale]] F8 al K2, che corrisponderebbero a valori più ampi dell'indice di colore, da 0,50 a 1,00.

Nella tabella sottostante sono elencate alcune stelle di tipo solare a meno di 50 [[Anno luce|anni luce]] dalla [[Terra]], che non soddisfano tutti i criteri per essere considerate analoghe o gemelle solari. Il valore in rosso è quello non rispondente alla definizione di analogo solare.

{| class="wikitable" style="text-align: center; white-space: nowrap;"

Riga 16:

|-

!rowspan="2"| Stella

!colspan="2"| Coordinate<ref name=SIMBAD>{{cita web | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ | operasito=SIMBAD | titolo=SIMBAD Astronomical Database | editore=Centre de Données astronomiques de Strasbourg}}</ref>

!rowspan="2"| Distanza<ref name=SIMBAD/><br>(a.l.)

!rowspan="2"| [[Classificazione stellare|Classe spettrale]]<ref name=SIMBAD/>

!rowspan="2"| Temperatura<br>(K)

!rowspan="2"| Metallicità<br>(dex)

!rowspan="2"| Note

|-

! [[Ascensione Rettaretta]]

! [[Declinazione (astronomia)|Declinazione]]

|-

|style="text-align:left;"| [[Epsilon Eridani]]

| {{RA|03|32|55,9}}

| {{DEC|−09|27|30}}

| 10,5

| K2V

|style="background-color:Moccasin;"| 5.177

| –0,13

|<ref name=Ben>{{cita pubblicazione|titolo=The Extrasolar Planet Eridani b: Orbit and Mass|autore=G. Fritz Benedict ''et al.''|data=2006|rivista=[[Astronomical Journal]]|volume= 132|numero= 5|pagine=2206 |doi=10.1086/508323 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006AJ....132.2206B |accesso=12 gennaio 2013}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Tau Ceti]]<ref>La metallicità di Tau Ceti è incerta, in alcuni casi è stimata più del 70% rispetto al Sole; in questo caso la stella sarebbe un analogo solare.</ref>

| {{RA|01|44|04.,1}}

| {{DEC|−15|56|15}}

| 11.,9

| G8V

| 5,.344

|style="background-color:Moccasin;"| –0.,52

| <ref name=aaa425>{{cita pubblicazione | autore=Santos, N. C.; Israelian, G.; Randich, S.; García López, R. J.; Rebolo, R. | titolo=Beryllium anomalies in solar-type field stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=425 | numero=3 | pagine=1013–1027 | mese=Ottobre ottobre| anno=2004 | doi=10.1051/0004-6361:20040510 | bibcode=2004A&A...425.1013S |arxiv = astro-ph/0408109 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[40 EridaniKeid]] A

| {{RA|04|15|16.,3}}

| {{DEC|−07|39|10}}

| 16.,5

| K1V

|style="background-color:Moccasin;"| 5,.126

|style="background-color:Moccasin;"| –0.,31

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[82 Eridani]]

| {{RA|03|19|55.,7}}

| {{DEC|−43|04|11.,2}}

| 19.,8

| G8V

| 5,.338

|style="background-color:Moccasin;"| –0.,54

| <ref name=geneva3>{{cita pubblicazione | autore=Holmberg J., Nordstrom B., Andersen J. | titolo=The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics | journalrivista=Astronomy and Astrophysics | volume=501 | numero=3 | data=Luglioluglio 2009 | pagine=941–947 | doi=10.1051/0004-6361/200811191}}{{arxiv|0811.3982 }} </ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Delta Pavonis]]

| {{RA|20|08|43.,6}}

| {{DEC|−66|10|55}}

| 19.,9

|style="background-color:Moccasin;"| G8IV

| 5,.604

|style="background-color:Moccasin;"| +0.,33

| <ref name=aaa487>{{cita pubblicazione | autore=Sousa, S. G. | titolo=Spectroscopic parameters for 451 stars in the HARPS GTO planet search program. Stellar [Fe/H] and the frequency of exo-Neptunes | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=487 | numero=1 | anno=2008 | pagine=373–381 | mese=Agosto agosto| doi=10.1051/0004-6361:200809698}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Gliese 785]]

| {{RA|20|15|17.,4}}

| {{DEC|−27|01|59}}

| 28.,8

| K0V

|style="background-color:Moccasin;"| 5,.166

| –0.,04

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Gamma Pavonis]]

Riga 76 ⟶ 85:

| 30,2

| F9V

| 6,.150

|style="background-color:Moccasin;"| -0.84

| <ref name=Maldonado>{{cita pubblicazione|autore=J. Maldonado, C. Eiroa, E. Villaver, B. Montesinos, A. Mora|titolo=Metallicity of solar-type stars with debris discs and planets|url=http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR-5?-ref=VIZ512365171ec0&-out.add=.&-source=J/A%2bA/541/A40/table5&recno=116|data=Febbraio 2012}}{{arxiv|1202.5884}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Gliese 86]] A

| {{RA|02|10|25.,9}}

| {{DEC|−50|49|25}}

| 35.,2

| K1V

|style="background-color:Moccasin;"| 5,.163

| −0.,24

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[54 Piscium]]

| {{RA|00|39|21.,8}}

| {{DEC|+21|15|02}}

| 36.,1

| K0V

|style="background-color:Moccasin;"| 5,.129

| +0.,19

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[V538 Aurigae]]

| {{RA|05|41|20.,3}}

| {{DEC|+53|28|51.,8}}

| 39.,9

| K1V

|style="background-color:Moccasin;"| 3,.500-5,.000

| -0.,20

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 14412]]

| {{RA|02|18|58.,5}}

| {{DEC|−25|56|45}}

| 41.,3

| G5V

| 5,.432

|style="background-color:Moccasin;"| −0.,46

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HR 4587]]

| {{RA|12|00|44.,3}}

| {{DEC|-10|26|45.,7}}

| 42.,1

|style="background-color:Moccasin;"| G8IV

| 5,.538

| 0.,18

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 172051]]

| {{RA|18|38|53.,4}}

| {{DEC|−21|03|07}}

| 42.,7

| G5V

| 5,.610

|style="background-color:Moccasin;"| −0.,32

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[72 Herculis]]

| {{RA|17|20|39.,6}}

| {{DEC|+32|28|04}}

| 46.,9

| G0V

| 5,.662

|style="background-color:Moccasin;"| −0.,37

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 196761]]

| {{RA|20|40|11.,8}}

| {{DEC|−23|46|26}}

| 46.,9

| G8V

| 5,.415

|style="background-color:Moccasin;"| -0.,31

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Nu² Lupi]]

| {{RA|15|21|48.,1}}

| {{DEC|−48|19|03}}

| 47.,5

| G4V

| 5,.664

|style="background-color:Moccasin;"| −0.,34

| <ref name=aaa487/>

|}

===Analogo solare===

Viene definita '''analogo''' o '''analoga solare''' (''solar analog'' in inglese) una stella di sequenza principale simile al Sole, avente le seguenti caratteristiche:

* [[Temperatura]] di ± 500 [[Kelvin|K]] rispetto a quella del Sole (approssimativamente da 5200 a 6300 K).

* [[Metallicità]] tra il 50% e il 200% di quella del Sole, che implica che il [[disco protoplanetario]] della stella deve aver avuto quantità simili di polveri per la formazione dei [[pianeta|pianeti]].

* Nessun compagno stellare in prossimità (ossia con [[Periodo di rivoluzione|periodo orbitale]] di dieci giorni o inferiore), poiché la vicinanza favorirebbe l'attività stellare.

Nella tabella sottostante, alcune analoghe solari entro 50 anni luce dal Sole.

Riga 176 ⟶ 185:

!colspan="2"| Coordinate<ref name=SIMBAD/>

!rowspan="2"| Distanza<ref name=SIMBAD/><br>(a.l.)

!rowspan="2"| [[Classificazione stellare|Classe spettrale]]<ref name=SIMBAD/>

!rowspan="2"| Temperatura<br>(K)

!rowspan="2"| Metallicità<br>(dex)

!rowspan="2"| Note

|-

! [[Ascensione Rettaretta]]

! [[Declinazione (astronomia)|Declinazione]]

|-

|style="text-align:left;"| [[Alfa Centauri]] A

| {{RA|14|39|36.,5}}

| {{DEC|−60|50|02}}

| 4.,37

| G2V

| 5,.847

| +0.,24

| <ref name=aaa488_2>{{cita pubblicazione | autore=Porto de Mello, G. F.; Lyra, W.; Keller, G. R. | titolo=The Alpha Centauri binary system. Atmospheric parameters and element abundances | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=488 |numero=2 | |data=Settembresettembre 2008 | pagine=653–666| doi=10.1051/0004-6361:200810031 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Alfa Centauri]] B

| {{RA|14|39|35.0}}

| {{DEC|−60|50|14}}

| 4.,37

| K1V

| 5,.316

| +0.,25

| <ref name=aaa488_2/>

|-

|style="text-align:left;"| [[70 Ophiuchi]] A

| {{RA|18|05|27.,3}}

| {{DEC|+02|30|00}}

| 16.,6

| K0V

| 5,.314

| –0.,02

| <ref name=mnras382_4>{{cita pubblicazione | titolo=The helium abundance and ΔY/ΔZ in lower main-sequence stars | authorautore=Casagrande, Luca; Flynn, Chris; Portinari, Laura; Girardi, Leo; Jimenez, Raul | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=382 | numero=4 | pagine=1516–1540 | mese=December dicembre| anno=2007 | doi=10.1111/j.1365-2966.2007.12512.x }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Sigma Draconis]]

| {{RA|19|32|21.,6}}

| {{DEC|+69|39|40}}

| 18.,8

| K0V

| 5,.297

| –0.,20

| <ref name=apj683_1>{{cita pubblicazione| autore=Boyajian, Tabetha S. | titolo=Angular Diameters of the G Subdwarf μ Cassiopeiae A and the K Dwarfs σ Draconis and HR 511 from Interferometric Measurements with the CHARA Array | rivista=The Astrophysical Journal | volume=683 | numero=1 | pagine=424–432 | mese=Agosto agosto| anno=2008 | doi=10.1086/589554}} {{arxiv|0804.2719 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Eta Cassiopeiae]] A

| {{RA|00|49|06.,3}}

| {{DEC|+57|48|55}}

| 19.,4

| G0V

| 5,.941

| –0.,17

| <ref name=apjss159_1>{{cita pubblicazione | autore=Valenti, Jeff A.; Fischer, Debra A. | titolo=Spectroscopic Properties of Cool Stars (SPOCS). I. 1040 F, G, and K Dwarfs from Keck, Lick, and AAT Planet Search Programs | rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series | volume=159 |numero=1 | pagine=141–166 | data=Luglioluglio 2005 | doi=10.1086/430500}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[107 Piscium]]

| {{RA|01|42|29.,8}}

| {{DEC|+20|16|07}}

| 24.,4

| K1V

| 5,.242

| –0.,04

|<ref name=geneva3/>

| <ref name=geneva3>{{cita pubblicazione | autore=Holmberg J., Nordstrom B., Andersen J. | titolo=The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=501 | numero=3 | data= Luglio 2009 | pagine=941–947 | doi=10.1051/0004-6361/200811191 }}</ref>

<ref name=aaa411_3>{{cita pubblicazione | autore=Kovtyukh, V. V.; Soubiran, C.; Belik, S. I.; Gorlova, N. I. | titolo=High precision effective temperatures for 181 F-K dwarfs from line-depth ratios | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=411 | numero=3 | pagine=559–564 | anno=2003 | doi=10.1051/0004-6361:20031378}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[Beta Canum Venaticorum]]

| {{RA|12|33|44.,5}}

| {{DEC|+41|21|27}}

| 27.,4

| G0V

| 5,.930

| −0.,30

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[61 Virginis]]

| {{RA|13|18|24.,3}}

| {{DEC|−18|18|40}}

| 27.,8

| G5V

| 5,.558

| –0.,02

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Zeta Tucanae]]

| {{RA|00|20|04.,3}}

| {{DEC|–64|52|29}}

| 28.,0

| F9.5V

| 5,.956

| –0.,14

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Chi¹ Orionis]] A

| {{RA|05|54|23.,0}}

| {{DEC|+20|16|34}}

| 28.,3

| G0V

| 5,.902

| –0.,16

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Beta Comae Berenices]]

| {{RA|13|11|52.,4}}

| {{DEC|+27|52|41}}

| 29.,8

| G0V

| 5,.970

| –0.,06

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HR 4523]] A

| {{RA|11|46|31.,1}}

| {{DEC|–40|30|01}}

| 30.,1

| G5V

| 5,.629

| –0.,29

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[61 Ursae Majoris]]

| {{RA|11|41|03.,0}}

| {{DEC|+34|12|06}}

| 31.,1

| G8V

| 5,.483

| –0.,12

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HR 4458]] A

| {{RA|11|34|29.,5}}

| {{DEC|–32|49|53}}

| 31.,1

| K0V

| 5,.629

| –0.,29

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HRGliese 51175]]

| {{RA|01|47|44.,8}}

| {{DEC|+63|51|09}}

| 32.,8

| K0V

| 5,.333

| +0.,05

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Alfa Mensae]]

| {{RA|06|10|14.,5}}

| {{DEC|–74|45|11}}

| 33.,1

| G5V

| 5,.594

| +0.,10

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Zeta Reticuli|Zeta¹ Reticuli]]

| {{RA|03|17|46.,2}}

| {{DEC|−62|34|31}}

| 39.,5

| G3-5V

| 5,.733

| −0.,22

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Zeta Reticuli|Zeta² Reticuli]]

| {{RA|03|18|12.,8}}

| {{DEC|−62|30|23}}

| 39.,5

| G2V

| 5,.843

| −0.,23

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[55 Cancri]]

| {{RA|08|52|35.,81}}

| {{DEC|+28|19|51}}

| 40.,3

| G8V

| 5,.235

| +0.,25

| <ref name=apjss159_1/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 69830]]

| {{RA|08|18|23.,9}}

| {{DEC|−12|37|56}}

| 40.,6

| K0V

| 5,.410

| −0.,03

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 10307]]

| {{RA|01|41|47.,1}}

| {{DEC|+42|36|48}}

| 41.,2

| G1.5V

| 5,.848

| −0.,05

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 147513]]

| {{RA|16|24|01.,3}}

| {{DEC|−39|11|35}}

| 42.,0

| G1V

| 5,.858

| +0.,03

| <ref name=aaa487/>

|-

|style="text-align:left;"| [[58 Eridani]]

| {{RA|04|47|36.,3}}

| {{DEC|−16|56|04}}

| 43.,3

| G3V

| 5,.868

| +0.,02

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Upsilon Andromedae]] A

| {{RA|01|36|47.,8}}

| {{DEC|+41|24|20}}

| 44.,0

| F8V

| 6,.212

| +0.,13

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 211415]] A

| {{RA|22|18|15.,6}}

| {{DEC|–53|37|37}}

| 44.,4

| G1-3V

| 5,.890

| −0.,17

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[47 Ursae Majoris]]

| {{RA|10|59|28.,0}}

| {{DEC|+40|25|49}}

| 45.,9

| G1V

| 5,.954

| +0.,06

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Alfa Fornacis]] B

| {{RA|03|12|04.,3}}

| {{DEC|−28|59|21}}

| 46.,0

| G7V

| 5,.500

| −0.,19

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Psi Serpentis]] A

| {{RA|15|44|01.,8}}

| {{DEC|+02|30|55}}

| 47.,9

| G5V

| 5,.636

| −0.,03

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 84117]]

| {{RA|09|42|14.,4}}

| {{DEC|–23|54|56}}

| 48.,5

| F8V

| 6,.167

| –0.,03

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 4391]]

| {{RA|00|45|45.,6}}

| {{DEC|–47|33|07}}

| 48.,6

| G3V

| 5,.878

| –0.,03

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[20 Leonis Minoris]]

| {{RA|10|01|00.,7}}

| {{DEC|+31|55|25}}

| 49.,1

| G3 VG3V

| 5,.741

| +0.,20

| <ref name=geneva3/>

|-

|style="text-align:left;"| [[Nu Phoenicis]]

| {{RA|01|15|11.,1}}

| {{DEC|–45|31|54}}

| 49.,3

| F8V

| 6,.140

| +0.,18

| <ref name=aaa425/>

|-

|style="text-align:left;"| [[51 Pegasi]]

| {{RA|22|57|28.,0}}

| {{DEC|+20|46|08}}

|style="background-color:Moccasin;"| 50.,9

| G5V-G2.,5IVa

| 5,804.768

| +0.,20

| <ref name=aaa425/>

|}

===Gemella del Sole===

Queste stelle hanno caratteristiche che le rendono ancora più simili al Sole delle analoghe solari; i criteri per poter definire una stella gemella del Sole sarebbero:

*Temperatura di ± 10 K rispetto a quella del Sole.

Riga 500 ⟶ 509:

!colspan="2"| Coordinate<ref name=SIMBAD/>

!rowspan="2"| Distanza<ref name=SIMBAD/><br>(a.l.)

!rowspan="2"| [[Classificazione stellare|Classe spettrale]]<ref name=SIMBAD/>

!rowspan="2"| Temperatura<br>(K)

!rowspan="2"| [[Metallicità]]<br>(dex)

!rowspan="2"| Età<br>([[Miliardo|Giga]] [[Anno|anni]])

!rowspan="2"| Note

|-

! [[Ascensione Rettaretta]]

! [[Declinazione (astronomia)|Declinazione]]

|-

|style="text-align:left;"| [[Sole]]

| &mdash;—

| &mdash;—

| 0.00—

| G2V

| 5, 778

| +0.,00

| 4.,6

| <ref name=nssdc>{{cita web |cognome=Williams |nome=D.R. |url=http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |titolo=Sun Fact Sheet |publishereditore=[[NASA]] |anno=2004 |accesso=10 gennaio 2013 |dataarchivio=15 luglio 2010 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100715200549/http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/sunfact.html |urlmorto=sì }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 101364]]

| {{RA|11|40|28,5}}

| {{DEC|+69|00|31}}

| 217

| G5V

| 5.4 783

| +0,01

| 5,4

| <ref name=apj669_2/><ref name=vazquez_et_al_2010>{{cita libro | autore=Vázquez, M.; Pallé, E.; Rodríguez, P. Montañés | chaptercapitolo=Is Our Environment Special? | anno=2010 | pagine=391&ndash;418391–418 | titolo=The Earth as a Distant Planet: A Rosetta Stone for the Search of Earth-Like Worlds | url=https://archive.org/details/earthasdistantpl0000vzqu | serie=Astronomy and Astrophysics Library | editore=Springer New York | doi=10.1007/978-1-4419-1684-6 |id= ISBN isbn=978-1-4419-1683-9 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[YBP 1194]]

| {{RA|08|51|00,807}}

| {{DEC|+11|48|52,76}}

| 2772

| G5V

| 5 780

| +0,023

| 4,2

|<ref>{{cita pubblicazione|autore= A. Önehag ''et al.'' | url= http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/04/aa15138-10.pdf|titolo= M67-1194, an unusually Sun-like solar twin in M67|rivista= [[Astronomy & Astrophysics]]|volume=528|numero=A85|pagina=11 |data=aprile 2011|doi=10.1051/0004-6361/201015138}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 186302]]

| {{RA|19|49|06,43}}

| {{DEC|-70|11|16,70}}

| 184,11

| G3/G5V

| 5 675

| +0,00

| 4,5

|<ref name="Adibekyan"> {{cita pubblicazione| url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2018/11/aa34285-18/aa34285-18.html | autore=V. Adibekyan (Վարդան Ադիբեկյան) ''et al.'' | titolo=The AMBRE project: searching for the closest solar siblings | rivista=[[Astronomy_and_Astrophysics|Astronomy & Astrophysics]] | volume=619 | numero=Nov | anno=2018 | p=19 | doi=10.1051/0004-6361/201834285 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HIP 11915]]

| {{RA|02|33|49,03}}

| {{DEC|-19|36|45,5}}

| 175

| G2V

| 5 773

|style="background-color:Moccasin;"| -0,06

| 3,9

|<ref name="Galarza">{{Cita pubblicazione|titolo=Explosive nucleosynthesis of a metal-deficient star as the source of a distinct odd-even effect in the solar twin HIP 11915|autore=Jhon Yana Galarza|etal=si|rivista=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=502|numero=1|data=Marzo 2021|arxiv=2101.10182}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 164595]]

| {{RA|18|00|38,9}}

| {{DEC|29|34|18,9}}

| 94

| G2V

|style="background-color:Moccasin;"| 5,790

| -0,04

| 4,5

|<ref>{{cita pubblicazione|url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2014/03/aa22277-13.pdf|titolo=A photometric and spectroscopic survey of solar twin stars within 50 parsecs of the Sun|rivista=Astronomy & Astrophysics|volume=563|numero= A52|data=2014|doi=10.1051/0004-6361/201322277}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[18 Scorpii]]

| {{RA|16|15|37.,3}}

| {{DEC|–08|22|06}}

| 45.,1

| G2Va

|style="background-color:Moccasin;"| 5, 835

| +0.,04

| 4.,2

| <ref name=apj669_2>{{cita pubblicazione | titolo=HIP 56948: A Solar Twin with a Low Lithium Abundance | autore=Meléndez, Jorge; Ramírez, Iván | rivista=The Astrophysical Journal | volume=669 | numero=2 | pagine=L89–L92 | data=Novembrenovembre 2007 | doi=10.1086/523942}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 44594]]

| {{RA|06|20|06.,1}}

| {{DEC|−48|44|29}}

| 84

| G3V

|style="background-color:Moccasin;"| 5, 840

|style="background-color:Moccasin;"| +0.,15

| 4.,1

| <ref name=aaa512_L5>{{cita pubblicazione | titolo=Higher depletion of lithium in planet host stars: no age and mass effect | autore=Sousa, S. G.; Fernandes, J.; Israelian, G.; Santos, N. C. | rivista=Astronomy and Astrophysics | volume=512 | pagine=L5 | data=Marzomarzo 2010 | doi=10.1051/0004-6361/201014125}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 195034]]

| {{RA|20|28|11.,8}}

| {{DEC|+22|07|44}}

| 92

| G5

| 5, 760

| -0.,04

| 5.,1

| <ref name="Takeda">{{cita pubblicazione | autore=Takeda, Y.; Tajitsu, A. | titolo=High-Dispersion Spectroscopic Study of Solar Twins: HIP 56948, HIP 79672, and HIP 100963 | rivista=Publications of the Astronomical Society of Japan | anno=2009 | arxiv=0901.2509T| volume=61 | pagine=471 }}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 138573]]

| {{RA|15|32|43.,7}}

| {{DEC|+10|58|06}}

| 101

| G5IV-V

| 5, 710

| –0.,03

|style="background-color:Moccasin;"| 7.,8

|<ref name=apj130_5>{{cita pubblicazione | autore=King, Jeremy R.; Boesgaard, Ann M.; Schuler, Simon C. | titolo=Keck HIRES Spectroscopy of Four Candidate Solar Twins | rivista=The Astronomical Journal | volume=130 | pagine=2318–2325 | mese=Novembre novembre| anno=2005 | doi=10.1086/452640}}{{arxiv|astro-ph|0508004}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 142093]]

| {{RA|15|52|00.,6}}

| {{DEC|+15|14|09}}

| 103

| G2V

|style="background-color:Moccasin;"| 5, 841

|style="background-color:Moccasin;"| –0.,15

| 5.,0

| <ref name=apj130_5/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 98618]]

| {{RA|11|21|29.,1}}

| {{DEC|+58|29|04}}

| 126

| G5V

|style="background-color:Moccasin;"| 5, 851

| +0.,03

| 4.,7

| <ref name=apj669_2/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 143436]]

| {{RA|16|00|18.,8}}

| {{DEC|+00|08|13}}

| 141

| G0

| 5, 768

| +0.,00

| 3.,8

| <ref name=apj130_5/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 129357]]

| {{RA|14|41|22.,4}}

| {{DEC|+29|03|32}}

| 154

| G2V

| 5, 749

| –0.,02

|style="background-color:Moccasin;"| 8.,2

| <ref name=apj130_5/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 133600]]

Riga 606 ⟶ 669:

| 171

| G0

| 5, 808

| +0.,02

|style="background-color:Moccasin;"| 6.,3

| <ref name=apj669_2/>

|-

|style="text-align:left;"| [[HD 101364183579]]

| {{RA|1119|4003|28.539}}

| {{DEC|+69|00-54|31|56,5}}

| 217186

| G5VG5

| 5,783 784

| +-0.01,04

|style="background-color:Moccasin;"| {{M|3.1|1.9}}

| 5.4

|<ref>{{cita pubblicazione|url=https://arxiv.org/pdf/2302.10664.pdf |titolo=TOI-1055 b: a neptunian planet characterised with HARPS, TESS and CHEOPS|autore=A. Bonfanti|etal=si|data=22 febbraio 2023}}</ref>

| <ref name=apj669_2/><ref name=vazquez_et_al_2010>{{cita libro | autore=Vázquez, M.; Pallé, E.; Rodríguez, P. Montañés | chapter=Is Our Environment Special? | anno=2010 | pagine=391&ndash;418 | titolo=The Earth as a Distant Planet: A Rosetta Stone for the Search of Earth-Like Worlds | serie=Astronomy and Astrophysics Library | editore=Springer New York | doi=10.1007/978-1-4419-1684-6 |id= ISBN 978-1-4419-1683-9}}</ref>

|-

|style="text-align:left;"| [[HIP 104045]]

| {{RA|21|04|44}}

| {{DEC|-04|49|36}}

| 179

| G5

|style="background-color:Moccasin;"| 5 826

| +0,05

| {{M|4.5|0.5}}

|<ref name=scoperta>{{cita pubblicazione|titolo=A Jupiter analogue and a cold Super-Neptune orbiting the solar-twin star HIP 104045|autore=Thiago Ferreira|etal=si|url=https://arxiv.org/pdf/2303.01358.pdf|data=2 marzo 2023|rivista=MNRAS Preprint}}</ref>

|}

Riga 631 ⟶ 704:

* Non-variabile

* In grado di ospitare pianeti terrestri

* Deve supportare una [[zona abitabile]] dinamicamente stabile

Il requisito che una stella dovrebbe rimanere in sequenza principale almeno 3 miliardi di anni impone il limite superiore di massa di 1,5 [[Massa solare|M_☉]] corrispondente a stelle di classe spettrale F5V e non più calde. Queste stelle possono raggiungere, alla fine della sequenza principale, una [[magnitudine assoluta]] di 2,5 e una luminosità 8 volte superiore a quella solare. La variabilità dovrebbe essere inferiore all'1%. Variazioni sull'[[irraggiamento]] della zona abitabile da parte di un'eventuale stella compagna posta su un'[[Eccentricità orbitale|orbita eccentrica]] costituirebbe un problema. Pianeti terrestri posti in sistemi multipli di tre o più stelle probabilmente non avrebbero orbite stabili per lunghi periodi di tempo. Anche la presenza di un [[Gigante gassoso|pianeta gioviano]] con orbita eccentrica potrebbe disturbare le orbite di pianeti terrestri nella zona abitabile<ref name=Turnbull/>.

La metallicità dovrebbe essere almeno del 40% di quella solare ([Fe/H] = -0,4), per consentire la formazione di pianeti terrestri. Un'alta metallicità è correlata ad una probabile presenza di [[Pianeta gioviano caldo|gioviani caldi]], ma questi non sono una barriera assoluta per la vita, così come non lo sono [[Gigante gassoso|giganti gassosi]] all'interno della zona abitabile, in quanto questi potrebbero possedere [[Satellite naturale|lune]] di dimensioni terrestri potenzialmente abitabili.

Un esempio di una stella gemella del Sole con questi requisiti è [[HD 70642]]<ref> {{cita news |url = http://news.bbc.co.uk/1/hi/sci/tech/3041220.stm | editore = [[BBC]] News | titolo = Solar System 'twin' found | data =3 luglio 2003}} </ref>.

==Note==

Riga 648 ⟶ 721:

==Collegamenti esterni==

* {{cita pubblicazione | autore = J. D. Jr do Nascimento, M. Castro, J. Meléndez, M. Bazot, S. Théado, G. F. Porto de Mello | titolo=Age and mass of solar twins constrained by lithium abundance | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=2009 | volume=501 | numero = 1 | pagine=687–694 | doi=10.1051/0004-6361/200911935}}{{arxiv|0904.3580}}

* {{cita pubblicazione|autore=G. Cayrel de Strobel|url=httphttps://link.springer.com/article/10.1007%2Fs001590050006?LI=true|titolo=Stars resembling the Sun|editore=The Astronomy and Astrophysics Review|data=Ottobreottobre 1996|volume=7|numero= 3|pagine= 243-288}}

{{Portale|astronomia}}

[[Categoria:Oggetti astronomici]]

[[Categoria:Analoghe solari]]

[[Categoria:Analoghe solari| ]]

[[ca:Anàleg solar]]

[[Categoria:Oggetti astronomiciStelle]]

[[el:Ηλιοειδείς αστέρες]]

[[en:Solar analog]]

[[es:Análogo solar]]

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[[ru:Аналоги Солнца]]

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