R Monocerotis
R Monocerotis è un sistema binario di magnitudine 10,37 situato nella costellazione dell'Unicorno. Dista 272 anni luce dal sistema solare.
| R Monocerotis | |
|---|---|
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| Classificazione | sistema binario |
| Classe spettrale | B8IIIe[1] |
| Distanza dal Sole | 2500 anni luce |
| Costellazione | Unicorno |
| Redshift | 12,00 ± 10,00 |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 06h 39m 09,947s |
| Declinazione | +08° 44′ 10,75″ |
| Lat. galattica | +01,2708° |
| Long. galattica | 203,7634° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 2,8[1] / 6[2] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | 35.000 / 5000 K (media) |
| Luminosità | |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 10,37 |
| Magnitudine ass. | Non un numero reale |
| Parallasse | -12 ± 10 mas |
| Velocità radiale | 12 ± 10 km/s |
| Nomenclature alternative | |
FMC 18, IRAS 06364+0846, UBV M 341, ALS 9076, GCRV 4313, JP11 38, [II78] 27, BD +08 1427, LS VI +08 12, [KW97] 30-31, EIC 146, HBC 207, PLX 1550, HBHA 715-02, RAFGL 5203
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Osservazione modifica
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma molto prossima all'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto nelle aree più interne del continente antartico. Nell'emisfero nord invece appare circumpolare solo molto oltre il circolo polare artico. Essendo di magnitudine pari a 10,4, non è osservabile né occhio nudo né con un binocolo; per poterla scorgere occorre almeno un piccolo telescopio amatoriale.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra dicembre e maggio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Caratteristiche fisiche modifica
R Monocerotis è la stella centrale di una celebre nebulosa dall'aspetto cometario e dalla luminosità variabile: si tratta di NGC 2261, la Nebulosa Variabile di Hubble.
Il sistema è formato da due componenti, la più luminosa era stata stimata circa 10 volte più massiccia del Sole, tuttavia in una recente pubblicazione viene descritta come una stella di Herbig-Haro con massa di 3,4±0,8 M⊙.[1] La loro luce non è osservabile nella banda della luce visibile, ma solo negli infrarossi, a causa della densa nebulosità. Probabilmente il sistema è composto da due stelle T Tauri oppure Ae di Herbig formatesi circa 300.000 anni fa; il sistema mostra una variazione della luminosità compresa fra le magnitudini 9,5 e 13, variazione che però non si ripercuote sulla nebulosa, sebbene vari anch'essa in luminosità; la causa della variazione è la sovrapposizione periodica di getti di materiale oscuro, che mascherano la nube luminosa.[2][4]. La distanza tra le due componenti è di circa 500 UA[3]
La sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare.
Note modifica
- ^ a b c d e (EN) M. J. Jiménez-Donaire et al., Herschel observations of the circumstellar environment of the two Herbig Be stars R Mon and PDS27 ? (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 605, A62, settembre 2017. URL consultato il dicembre 2020.
- ^ a b Close, L. M.; Roddier, F.; Hora, J. L.; Graves, J. E.; Northcott, M.; Roddier, C.; Hoffmann, W. F.; Dayal, A.; Fazio, G. G.; Deutsch, L. K., Adaptive Optics Infrared Imaging Polarimetry and Optical HST Imaging of Hubble's Variable Nebula (R Monocerotis/NGC 2261): A Close Look at a Very Young Active Herbig Ae/Be Star, in Astrophysical Journal, vol. 489, novembre 1997, p. 210, DOI:10.1086/304777. URL consultato il 7 dicembre 2009.
- ^ a b R Monocerotis Jumk.de
- ^ Weigelt, G.; Balega, Y. Y.; Hofmann, K.-H.; Preibisch, T., Diffraction-limited bispectrum speckle interferometry of the Herbig Be star R Mon, in Astronomy and Astrophysics, vol. 392, settembre 2002, pp. 937-943, DOI:10.1051/0004-6361:20021185. URL consultato il 7 dicembre 2009.
Voci correlate modifica
Collegamenti esterni modifica
- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
