Omicron Lupi
Omicron Lupi (ο Lupi, ο Lup) è una stella binaria situata nella costellazione del Lupo. La stella, così come altre stelle della costellazione del Lupo, è un membro dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, e più precisamente del sottogruppo Centauro superiore-Lupo.[2] Situata a circa 400 anni luce dal sistema solare, come calcolato dalla parallasse misurata da Hipparcos, la sua magnitudine apparente pari a +4,323 (diminuita, alla detta distanza, di un fattore di estinzione di 0,13±0,01 a causa della polvere interstellare) fa sì che questa stella sia visibile a occhio nudo nell'emisfero australe.[3]
| Omicron Lupi | |
|---|---|
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| Classificazione | Subgigante blu (Componente A) |
| Classe spettrale | B5 IV (Componente A) |
| Distanza dal Sole | 400 ± 30 anni luce (122,6 ± 9,2 parsec) |
| Costellazione | Lupo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 14h 51m 38,30289s[1] |
| Declinazione | −43° 34′ 31,2965″[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 3,5 (Componente A) R⊙ |
| Massa | 5,7±0,2 (Componente A) M⊙
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| Acceleraz. di gravità in superficie | 4,1±0,1 log g (Componente A) |
| Velocità di rotazione | 25 km/s (Componente A) |
| Temperatura superficiale | 18000 K (Componente A) (media) |
| Luminosità | 1260 L⊙
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,323 |
| Magnitudine ass. | −1,2±0,3 |
| Parallasse | 8,07±0,59 mas |
| Velocità radiale | 7,30±0,74 km/s (Componente A) |
| Nomenclature alternative | |
Caratteristiche fisiche modifica
Diverse osservazioni hanno permesso di determinare che Omicron Lupi è una stella binaria visuale, ossia una stella binaria le cui componenti sono sufficientemente separate perché si possa osservarle con il telescopio o persino con un potente binocolo, avente le due componenti separate da una distanza angolare di 0,1 arcosecondi. La componente primaria, ο Lup A, è stata classifica come subgigante blu di classe spettrale B5 e classe di luminosità IV,[4] con una magnitudine apparente pari a 4,84 e una massa e un raggio pari, rispettivamente, a 5,7 e 3,5 volte quelli del Sole. Le variazioni della velocità radiale della componente primaria hanno permesso di stimare l'esistenza di un'altra stella che ruota assieme ad essa attorno a un comune centro di massa, ossia ο Lup B, che non è però mai stata osservata e la cui magnitudine apparente è +5,27,[5] da cui ο Lup A è separata di almeno 17 unità astronomiche, tanto che il periodo della stella binaria è di almeno 27 anni. L'effetto Zeeman presente nelle linee spettrali della componente primaria, che irradia con una luminosità pari a 1 260 volte quella della nostra stella e ha una temperatura efficace di circa 18000 K,[6] indica la presenza di un campo magnetico con un'intensità che va dai -97 ai 677 G.[2]
Note modifica
- ^ a b F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction, in Astronomy and Astrophysics, vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664, Bibcode:2007A&A...474..653V, DOI:10.1051/0004-6361:20078357, arXiv:0708.1752.
- ^ a b E. Alecian et al., First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars, in Astronomy & Astrophysics, vol. 536, Dicembre 2011, p. 4, Bibcode:2011A&A...536L...6A, DOI:10.1051/0004-6361/201118354, arXiv:1111.3433.
- ^ V. Petit et al., A magnetic confinement versus rotation classification of massive-star magnetospheres (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 429, n. 1, Febbraio 2013, pp. 398-422, Bibcode:2013MNRAS.429..398P, DOI:10.1093/mnras/sts344, arXiv:1211.0282.
- ^ E. Anderson et al., XHIP: An extended hipparcos compilation, in Astronomy Letters, vol. 38, n. 5, 2012, pp. 331, Bibcode:2012AstL...38..331A, DOI:10.1134/S1063773712050015, arXiv:1108.4971.
- ^ P. P. Eggleton, A catalogue of multiplicity among bright stellar systems, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n. 2, Settembre 2008, pp. 869-879, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, DOI:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, arXiv:0806.2878.
- ^ N. Tetzlaff et al., A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, n. 1, Gennaio 2011, pp. 190-200, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, arXiv:1007.4883.
