Ο **α (άλφα) Ιχθύων** (λατινικά: Alpha Piscium, συντομογραφικώς α Psc) είναι αστέρας του αστερισμού Ιχθύες. Είναι γνωστός και με τις ιδιαίτερες ονομασίες **Αλ Ρίσα** ή **Αλρίσα**. Ως αστέρας 4ου μεγέθους (φαινόμενο μέγεθος +3,82) είναι εύκολα ορατός με γυμνό μάτι από σκοτεινές τοποθεσίες τις ασέληνες νύχτες. Μπορεί να παρατηρηθεί σχεδόν ολόκληρη τη νύκτα στις ημερομηνίες γύρω από την 21η Οκτωβρίου. Βρίσκεται στο νοτιοανατολικό άκρο του αστερισμού του, μόλις 7΄ περίπου (σήμερα) από το σύνορο με τον αστερισμό Κήτος. Είναι διπλό αστρικό σύστημα, δηλαδή αποτελείται στην πραγματικότητα από δύο διαφορετικούς αστέρες, που περιφέρονται γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους. Το όλο σύστημα απέχει περί τα 151 έτη φωτός από τη Γη.

Ονομασίες και ιστορία
---------------------

*α Ιχθύων* είναι η ονομασία του αστέρα κατά Bayer. Οι δύο αστέρες-μέλη του διπλού συστήματος ονομάζονται **α Ιχθύων A** και **α Ιχθύων B** (*α Psc A* και *α Psc B*) κατά τη γενική αστρονομική σύμβαση.

Ο α Ιχθύων έφερε επιπλέον τις παραδοσιακές ιδιαίτερες ονομασίες **Αλ Ρίσα** ή **Αλρίσα** (λατινικές γραφές *Alrescha*, *Al Rescha*, *Alrischa* και *Alrisha*), που ετυμολογούνται από την αραβική λέξη الرشآء , *al-rishā*, που σημαίνει «κορδόνι». Αποκαλείται επίσης *Kaitain* και *Okda* (από την αραβική λέξη عقدة , *uqdah* = δεσμός, κόμπος). Η αιτία είναι ότι στην κλασική παράδοση ο αστερισμός Ιχθύες παριστάνει δύο ψάρια δεμένα μαζί από τις ουρές τους, και ο αστέρας α είναι το σημείο του δεσμού. Το 2016 η Διεθνής Αστρονομική Ένωση (IAU) συνέστησε μια ομάδα εργασίας (*Working Group on Star Names*, WGSN) με καθήκον να καταλογογραφήσει και να προτυποποιήσει ιδιαίτερες ονομασίες. Στις 21 Αυγούστου 2016 η ομάδα αυτή ενέκρινε την ονομασία **Alrescha** (προφέρεται «Αλρίσα») *μόνο* για τον α Ιχθύων A, που πλέον καταχωρείται με αυτή στον Κατάλογο των Ονομασιών Αστέρων Εγκεκριμένων από την IAU.

Στην παραδοσιακή κινεζική αστρονομία ο όρος 外屏 (Wài Píng), που σημαίνει «εξωτερικός περίγυρος» ή φράκτης, αναφέρεται σε μια ομάδα αστέρων που αποτελείται από τους α, δ, ε, ζ, μ, ν και ξ Ιχθύων. Η κινεζική ονομασία για τον άλφα είναι έτσι 外屏七 (Wài Píng qī), δηλαδή ο «εβδομος (αστέρας) του εξωτερικού περίγυρου».

Αστροφυσικά δεδομένα
--------------------

Καμπύλη φωτός του α Ιχθύων, σχεδιασμένη από δεδομένα του *TESS*
Ο α Ιχθύων αποτελείται από δύο αστέρες που, όπως παρατηρούνται από την απόσταση της Γης, χωρίζονται από 1,8 δευτερόλεπτο της μοίρας. Ο κύριος (δηλαδή ο φωτεινότερος) αστέρας, ο A, έχει φαινόμενο μέγεθος 4,33 και φασματικό τύπο A0p, ενώ ο συνοδός αστέρας (ο λιγότερο φωτεινός), ο B, έχει φαινόμενο μέγεθος 5,23 και φασματικό τύπο A3m, είναι δηλαδή αμφότεροι λευκοί αστέρες. Οι δύο αστέρες χρειάζονται πάνω από τρεις χιλιάδες γήινα έτη για να εκτελέσουν μία πλήρη περιφορά γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους, κινούμενοι σε ελλειπτική τροχιά που θα τους φέρει στην ελάχιστη μεταξύ τους απόσταση περί το έτος 2060. Πιθανώς ο ένας ή και οι δύο αστέρες να είναι φασματοσκοπικώς διπλοί, δηλαδή να είναι με τη σειρά τους δύο επιμέρους αστέρες πάρα πολύ κοντά μεταξύ τους, οπότε το όλο σύστημα του α Ιχθυών ίσως να αποτελείται συνολικώς από 3 ή 4 αστέρες. Ως σύνολο πάντως ο A και ο B έχουν μάζα 2,55 και 2,64 φορές μεγαλύτερη από τη μάζα του Ηλίου αντιστοίχως. Η απόλυτη λαμπρότητα του καθένα είναι 60 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή, καθώς η επιφανειακή (ενεργός) θερμοκρασία τους ανέρχεται σε περίπου 10.200 και 10.000 βαθμούς K αντιστοίχως.

Ο α Ιχθύων αναφέρεται ως μεταβλητός αστέρας τύπου α2 Θηρευτικών Κυνών, δηλαδή η φωτεινότητά του αυξομειώνεται περιοδικώς (κατά 0,01 του μεγέθους) εξαιτίας της περιστροφής περί τον άξονά του και ανομοιόμορφης λαμπρότητας της επιφάνειάς του. Πιστεύεται ότι η μεταβλητότητα αυτή προέρχεται από τον α Psc A. Η περίοδος της μεταβολής είναι 20,3 ώρες, οπότε αυτή είναι και η περίοδος περιστροφής του αστέρα γύρω από τον άξονά του, ενώ έχουν ανιχνευθεί και επιπρόσθετες μικρομεταβολές με περίοδο 160 ώρες (6,65 εικοσιτετράωρα). Η διάμετρος του κάθε αστέρα είναι περίπου 2,5 έως 2,6 φορές μεγαλύτερη από τη διάμετρο του Ηλίου. Η ηλικία του α Ιχθύων B έχει εκτιμηθεί σε 200 έως 480 εκατομμύρια έτη.

Παραπομπές
----------

1. 1 2  van Leeuwen, F. (2007), «Validation of the new Hipparcos reduction», *Astronomy and Astrophysics* **474** (2): 653-664, doi:10.1051/0004-6361:20078357
2. ↑  Cowley, A.; Cowley, C.; Jaschek, M.; Jaschek, C. (Απρίλιος 1969), «A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications», *Astronomical Journal* **74**: 375-406, doi:10.1086/110819
3. ↑  Gray, R.O.; Garrison, R.F. (Ιούλιος 1989), «The Late A-Type Stars: Refined MK Classification, Confrontation with Stroemgren Photometry, and the Effects of Rotation», *Astrophysical Journal Supplement* **70**: 623, doi:10.1086/191349
4. ↑  Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), «XHIP: An extended hipparcos compilation», *Astronomy Letters* **38** (5): 331, doi:10.1134/S1063773712050015
5. 1 2  «alf Psc A». *SIMBAD*. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
6. 1 2  «alf Psc B». *SIMBAD*. Centre de données astronomiques de Strasbourg.
7. ↑  Kunitzsch, Paul· Smart, Tim (2006). *A Dictionary of Modern star Names: A Short Guide to 254 Star Names and Their Derivations* (2η αναθεωρ. έκδοση). Cambridge, Massachusetts: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
8. 1 2  «Naming Stars». IAU.org. Ανακτήθηκε στις 2 Μαρτίου 2018.
9. ↑  Ephemera table, rising and setting times *In-the-Sky.org*, Dominic C. Ford, 2011-2020, Cambridge, UK
10. ↑  Hartkopf, W.I.; Mason, B.D.; Worley, C.E. (June 30, 2006), *Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars*, United States Naval Observatory, ανακτήθηκε στις 2017-06-02
11. ↑  Hessman, F.V.; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, T.R.; Guenther, E.; Schwope, A. *και άλλοι*. (2010). «On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets». arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
12. ↑  Allen, Richard Hinckley (1899), *Star-names and their meanings*, G.E. Stechert, σελ. 342-343,
13. ↑   *Division C WG Star Names*, IAU Working Group on Star Names (WGSN), ανακτήθηκε στις 22 May 2016
14. ↑   AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy), 天文教育資訊網 2006 年 5 月 19 日
15. ↑  «MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes». Space Telescope Science Institute. Ανακτήθηκε στις 8 Δεκεμβρίου 2021.
16. 1 2 3  Netopil, Martin; Paunzen, Ernst; Hümmerich, Stefan; Bernhard, Klaus (2017), «An investigation of the rotational properties of magnetic chemically peculiar stars», *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **468** (3): 2745, doi:10.1093/mnras/stx674
17. 1 2 3 4 5  Sikora, J.; Wade, G.A.; Power, J.; Neiner, C. (2019), «A volume-limited survey of MCP stars within 100 pc - I. Fundamental parameters and chemical abundances», *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **483** (2): 2300, doi:10.1093/mnras/sty3105
18. ↑  Samus, N.N.; Durlevich, O.V. (2009), «VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)», *VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S* **1**: B/gcvs
19. ↑  Wraight, K.T.; Fossati, L.; Netopil, M.; Paunzen, E.; Rode-Paunzen, M.; Bewsher, D.; Norton, A.J.; White, Glenn J. (2012). «A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites - I. Magnetic chemically peculiar stars». *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society* **420** (1): 757. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20090.x. Bibcode: 2012MNRAS.420..757W.
20. ↑  Glagolevskij, Yu. V. (2019), «On Properties of Main Sequence Magnetic Stars», *Astrophysical Bulletin* **74** (1): 66, doi:10.1134/S1990341319010073