Hadar (β Cen / β Centauri / Beta Centauri), nota anche come Agena, è la seconda stella più brillante della costellazione del Centauro, dopo , nonché l'undicesima stella più brillante nel cielo notturno. La sua declinazione marcatamente meridionale ne penalizza l'osservazione dall'emisfero boreale, mentre la rende ben visibile da tutte le regioni dell'emisfero australe.

Distante circa 350 anni luce dal sistema solare, la stella è un probabile membro dell'associazione Centauro inferiore-Croce, un sottogruppo dell'associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra. Hadar, pur apparendo nel cielo come una stella singola, è in realtà un sistema stellare costituito da tre componenti, di cui due risolvibili otticamente (una di queste è a sua volta una binaria spettroscopica). Nonostante sia tradizionalmente classificata come stella gigante, le due componenti principali del sistema sono due massicce stelle azzurre di sequenza principale; una delle due (o forse entrambe) sono inoltre variabili .

Osservazione

Hadar si presenta nel cielo notturno come una stella di colore azzurro-blu di magnitudine 0,60 posta in corrispondenza delle zampe anteriori del Centauro, nella parte meridionale della costellazione e in direzione della Via Lattea australe. Visivamente appare vicina ad , da cui dista solo 4° e mezzo. e con la quale forma la coppia più vicina di stelle di magnitudine apparente inferiore a 1 che sia visibile nel cielo notturno.

La declinazione di Hadar, pari a 60°S, la rende ottimamente visibile da tutte le regioni dell'emisfero australe ma ne penalizza notevolmente l'osservabilità dalle regioni dell'emisfero boreale; in particolare essa è invisibile in tutte le regioni più a nord del 30º parallelo.Una declinazione di 60°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 30°; il che equivale a dire che a sud del 30°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 30°N l'oggetto non sorge mai. Ciò implica che questa stella non è visibile da tutta l'Europa, dalle coste africane del Mediterraneo, da tutta la Russia, da tutte le principali isole del Giappone e da quasi tutte le regioni degli Stati Uniti. Essa risulta invece visibile da quasi tutta l'India, dalla Cina meridionale, da alcune regioni della Florida e del Texas meridionale, da quasi l'intero Messico e dai paesi del Nordafrica coste mediterranee escluse. I mesi migliori per la sua osservazione dall'emisfero nord sono quelli di aprile-maggio.Come si evince da:

Questa posizione marcatamente meridionale ha fatto sì che lo studio scientifico approfondito di questa stella sia stato possibile solo con il lancio in orbita di telescopi spaziali e con la costruzione di osservatori astronomici nell'emisfero sud.

La sua posizione rende Hadar circumpolare nelle regioni a sud del 30°S, cioè nelle regioni più meridionali del Sudamerica, dell'Africa e dell'Australia, nonché in Nuova Zelanda.

La stella era nota fin dall'antichità, dato che, a causa della precessione degli equinozi, era allora visibile assieme alla Via Lattea australe alle latitudini mediterranee.

Hadar, nell'emisfero australe, è utile come stella guida, poiché, tracciando una linea immaginaria con , si ottiene una linea che passa a pochi gradi dalla stella Gacrux, nella vicina costellazione della Croce del Sud. Individuata Gacrux, un navigatore può disegnare una linea passante da Acrux, che, prolungata cinque volte, punta verso il polo sud celeste.

Ambiente galattico e distanza È probabile che Hadar faccia parte della dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra, della quale fanno parte molte delle stelle blu luminose delle costellazioni dello Scorpione, del Lupo, del Centauro e della Croce del Sud. Centinaia di stelle con massa pari o superiore a 15 masse solari sono state identificate come appartenenti a questa associazione, comprese alcune stelle (come Antares) in una fase avanzata del loro ciclo vitale; si ritiene che il numero complessivo dei membri possa arrivare a 1000-1200 astri.

L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati Scorpione superiore, Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. È probabile che Hadar faccia parte di quest'ultimo sottogruppo, che si estende nella parte sudoccidentale del Centauro e che occupa l'area di cielo visibile in direzione della Croce del Sud e della Mosca, fino a raggiungere l'estremità nordorientale della Carena. L'età delle stelle del sottogruppo varia a seconda della loro posizione: le componenti della parte nordorientale, le più prossime al gruppo Centauro superiore-Lupo, hanno un'età di circa 17 milioni di anni, mentre le componenti più meridionali possiedono un'età inferiore, pari a circa 12 milioni di anni; ciò rivela che i fenomeni di formazione stellare sarebbero avvenuti progressivamente in senso nord-sud. Tra i tre sottogruppi dell'associazione Sco-Cen il Centauro inferiore-Croce è quello più vicino a noi, con una distanza media di 118 parsec (circa 385 anni luce).

Quello che suscita dubbi in merito all'effettiva appartenenza di Hadar a questo sottogruppo è il suo moto proprio, che si discosta da quello degli altri membri dell'associazione. Tuttavia, da un lato la misurazione del moto proprio di Hadar può non essere precisa per via della sua natura di stella multipla; dall'altro, la presenza di una stella azzurra della massa e dell'età di Hadar all'interno di un'associazione OB come quella del Centauro inferiore-Croce non pare poter essere il frutto di una coincidenza.

Sulla base delle rilevazioni eseguite dal satellite Hipparcos nel 1997, la parallasse di Hadar è stata calcolata in 6,21 ± 0,56 mas, che la collocava alla distanza di circa 525 anni luce dalla Terra;Infatti, data una parallasse di 6,21 mas, la distanza dell'astro è 1 / 0,00621 parsec, cioè circa 161 parsec, ossia 525 anni luce circa. tuttavia tale misurazione non era probabilmente precisa, a causa del fatto che la primaria di Hadar è una binaria spettroscopica.

Misurazioni successive, che tengono conto della natura binaria della principale, hanno corretto il valore ottenuto da Hipparcos: in una pubblicazione di Ausseloos e colleghi del 2006 viene suggerita una distanza di 108 ± 4 parsec, corrispondenti a 352 ± 13 anni luce; in una pubblicazione successiva viene invece proposta un'ulteriore riduzione dei dati di Hipparcos con un valore di parallasse equivalente a 8,32 mas, che corrisponde ad una distanza di circa 391 anni luce. Hadar è dunque circa 80 volte più distante di , che dista poco più di 4 anni luce dalla Terra; pertanto, la ragione per cui ci appare più luminosa risiede nella sua maggiore vicinanza alla Terra, mentre Hadar è intrinsecamente molto più luminosa di .

Caratteristiche Il sistema

Hadar è un sistema stellare costituito da tre componenti, di cui due facenti parte a loro volta di un sistema binario spettroscopico. La scoperta della natura multipla della stella è avvenuta nel 1935, quando J.G. Voute riuscì a discernere, vicino alla stella, una compagna di magnitudine 4, da cui era separata da 1,3". Dalla scoperta la stella non ha però mutato significativamente la propria posizione, anche se si è registrato un lieve cambiamento nell'angolo di posizione; questo potrebbe indicare che, se la coppia di stelle fosse realmente legata gravitazionalmente e non si trattasse piuttosto di una binaria ottica, il loro periodo orbitale sia molto lungo, a seconda dell'eccentricità orbitale che non è conosciuta esattamente, sarebbe compreso tra 125 e 220 anni, e la distanza della compagna dalla coppia principale sarebbe pari ad almeno 120 UA, circa 17,8 miliardi di km.

Come anticipato, la principale è a sua volta una binaria spettroscopica, identificata come tale negli anni sessanta del Novecento; tuttavia è solo a partire dal 2002 che è stato possibile derivare i parametri orbitali della coppia. Nel 2006 Ausseloos e colleghi, basandosi su osservazioni sia interferometriche che spettroscopiche, compiute presso l'osservatorio astronomico di La Silla (Cile), hanno concluso che il periodo orbitale della coppia è 356,92 ± 0,03 giorni, l'eccentricità è pari a 0,825 ± 0,002 e l'argomento del pericentro a 60,8° ± 0,6°. Un altro gruppo di studiosi, coordinato da J. Davis, aveva stimato nel 2004 un valore di inclinazione orbitale di 67,4° ± 0,3° e un semiasse maggiore di 2,59 UA (circa 385 milioni di km), mentre Pigulski e colleghi nel 2016 calcolano un semiasse maggiore di 2,78 UA. L'alta eccentricità dell'orbita determina tra i due apsidi una grande variazione nella distanza che le separa, passando da 0,53 UA al periastro (circa 78 milioni di km) a 5,5 UA all'afastro (circa 820 milioni di km, poco più della distanza che separa Giove dal Sole).

Caratteristiche delle due componenti principali Le osservazioni interferometriche di cui la coppia principale di Hadar è stata oggetto inducono a ritenere che la luminosità delle due componenti sia molto simile; d'altra parte, le osservazioni spettroscopiche hanno rilevato che le oscillazioni nella velocità radiale delle due componenti del sistema sono quasi identiche, il che implica che il rapporto fra le masse sia vicino a 1. Tutto ciò suggerisce che i due astri abbiano caratteristiche molto simili. Ad esempio, Ausseloos e colleghi (2002), sulla base di osservazioni spettroscopiche, hanno rilevato che le ampiezze delle oscillazioni della velocità radiale delle due componenti sono rispettivamente 63,9 ± 0,3 km/s e 65,4 ± 1,1 km/s e hanno dedotto un rapporto fra le masse di 1,02 ± 0,02. Davis e colleghi (2004) hanno ottenuto dei valori ancora più vicini nelle oscillazioni delle velocità radiali, ricavati da osservazioni spettroscopiche: 63,8 ± 0,6 km/s per una componente e 63,8 ± 0,8 km/s per l'altra, deducendo un rapporto tra le due masse di 1,00 ± 0,04; inoltre le osservazioni interferometriche li hanno portati a calcolare che il rapporto fra le luminosità delle componenti alla lunghezza d'onda di 442 nm sia 0,868 ± 0,0015, corrispondente a una differenza di 0,15 ± 0,02 magnitudini. Ausseloos e colleghi in una pubblicazione del 2006 hanno invece stimato una maggiore differenza nelle oscillazioni delle velocità radiali: 63,2 ± 0,6 km/s e 72,1 ± 0,6 km/s, che li ha portati a ipotizzare un rapporto fra le masse di 1,14 ± 0,15; tuttavia osservazioni relative alla temperatura effettiva delle due componenti e alla loro gravità superficiale hanno suggerito loro di correggere il rapporto fra le masse ad un valore di 1,04 ± 0,01. Quest'ultimo team di studiosi ha valutato che le masse delle due componenti siano 10,7 ± 0,1 M☉ e 10,3 ± 0,1 M☉. Davis e colleghi (2004) avevano invece hanno ipotizzato un valore di 9,3 ± 0,3 M☉ per ambedue le componenti., mentre nel 2016 Pigulski et al. hanno stimato le masse delle due componenti rispettivamente di 12 e per Aa e Ab, assumendo una distanza di 361 anni luce dalla Terra.