Beta Trianguli Australis
Beta Trianguli Australis (β Trianguli Australis / β TrA) (detta anche Betria), è una stella subgigante di classe spettrale F1 IV, distante circa 40 anni luce dal Sistema solare.
| Betria | |
|---|---|
  | |
| Classe spettrale | F1 V[1] |
| Distanza dal Sole | 39 anni luce |
| Costellazione | Triangolo Australe |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 15h 55m 08,56s[1] |
| Declinazione | -63° 25′ 50,62″[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 1,9 R⊙ |
| Massa | 1,65 M⊙
|
| Temperatura superficiale | 7220 K (media) |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 2,85[1] |
| Magnitudine ass. | 2,38 |
| Parallasse | 80,79 mas[1] |
| Velocità radiale | +0,4 km/s.[1] |
Osservazione modifica
La sua posizione è fortemente australe e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero sud, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero nord la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate meridionali e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a +2,83 le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine marzo e agosto; nell'emisfero sud è visibile anche verso l'inizio della primavera, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata in particolare durante i mesi tardo-primaverili boreali.
Caratteristiche fisiche modifica
La stella è classificata sia come stella bianco-gialla di sequenza principale sia come subgigante bianco-gialla di classe spettrale F1V-F1IV; possiede una temperatura superficiale pari a 7220 K, una luminosità 8,5 volte maggiore di quella solare e un raggio 90% superiore a quello del Sole.[2] La massa è stimata essere 1,65 volte superiore a quella solare.[2]
L'analisi elementare mostra delle piccole differenze rispetto alle quantità degli elementi nel Sole: l'ossigeno è in quantità comparabili ([O / H]=0,11), così come per il vanadio e per il cobalto ([Co / H] = 0,45); l'europio, al contrario è cinque volte più abbondante, ma in generale la maggior parte degli elementi (come sodio, calcio, nichel, cromo e manganese) hanno valori comparabili a quelli del Sole o leggermente inferiori: lo zinco è tre volte meno abbondante,[3] mentre la metallicità misura [Fe / H]= -0,29.[4]
Ha un compagno di 14ª magnitudine, la cui natura non è ancora stata stabilita: potrebbe essere anche una doppia ottica, cioè senza legami gravitazionali con β TrA.[2]
Secondo alcune misurazioni farebbe parte dell'Associazione di β Pictoris, formata da altre 16 stelle nate dalla stessa nube molecolare: se ciò fosse confermato, la stella avrebbe 12 milioni di anni. Al termine della sua esistenza diventerà una nana bianca al carbonio-ossigeno.[5] Osservazioni con il Telescopio spaziale Spitzer rivelano un eccesso di radiazione infrarossa, che indicherebbe la presenza di un disco circumstellare attorno alla stella.[6]
Note modifica
- ^ a b c d e f LTT 6339 -- High proper-motion Star, su SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 14 settembre 2012.
- ^ a b c Beta Trianguli Australis (Stars, Jim Kaler) Archiviato il 10 dicembre 2008 in Internet Archive..
- ^ Erspamer, D.; North, P., Automated spectroscopic abundances of A and F-type stars using echelle spectrographs. II. Abundances of 140 A-F stars from ELODIE, in Astronomy and Astrophysics, vol. 398, 2003, pp. 1121-1135. URL consultato il 14 settembre 2012.
- ^ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012).
- ^ www.wolframalpha.com, su Wolframalpha.com. URL consultato il 6 aprile 2012.
- ^ D. W. Koerner et al., New Debris Disk Candidates Around 49 Nearby Stars, in The Astrophysical Journal Letters, vol. 710, n. 1, febbraio 2010, pp. L26–L29, DOI:10.1088/2041-8205/710/1/L26.
