Epsilon Lyrae: differenze tra le versioni

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{{S|stelle}}
{{corpo celeste
|tipo=Stella
|lettera_stella=Epsilon
|nome_stella=&epsilon; Lyr<sup>1</sup> A-B / &epsilon; Lyr<sup>2</sup> A-B
|nome_stella=
|id_stella=
|nome=
|distanza_anniluce=162 anni luce
|sigla_costellazione=Lyr
|immagine=Epsilonlyraemap.png
|didascalia= Mappa che indica la posizione di Epsilon Lyrae
|dimensione_immagine=260px280px
|categoria=[[Classificazione_stellare#La classificazione_spettrale_di_Yerkes|Subgigante]]
|ar={{RA|18|44|20,34}} (ε1)
|lat_galattica=
|long_galattica=
|classe_spettrale=A4V - F1V / A8VA8Vn - F0Vn
|tipo_variabile=
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|massa_sole=2,31 - 1,62 / 1,86 - 1,70
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|età=800 milioni di anni
|magn_app=+4,7/; +5,1 / 5,1; 5,5
|magn_ass=+1,18(A+B) / +1,10(A+B)<ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/E/Epsilon_Lyrae.html Epsilon Lyrae]</ref>
|parallasse=20.10 ± 0.76
|moto_proprio={{moto proprio|ar=11.09|dec= 61.39/6.18 50.42}}<ref>[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=eps01+Lyr CCDM J18443+3938AB]</ref>
|velocità_radiale=
|}}
'''Epsilon Lyrae''' (&epsilon; Lyr / &epsilon; Lyrae), comunemente chiamata '''La doppia doppia''', è un [[stella quadrupla|sistema quadruplo]] della [[costellazione]] della [[Lira_(costellazione)|Lyra]] distante approssimativamente 162 [[anni luce]] dalla [[Terra]].
 
==Osservazione==
Può essere facilmente separata in due componenti quando vista attraverso un binocolo, o anche a [[occhio nudo]] sotto un cielo eccellente. La stella più a [[nord]] è chiamata &epsilon;<sup>1</sup> e quella più a sud &epsilon;<sup>2</sup>; tutte e due distano circa 162 anni luce dalla Terra e orbitano tra loro. Quando viste ad un ingrandimento maggiore, tutte e due le stelle del sistema binario possono essere separate in due sistemi binari distinti; il sistema binario contiene così due stelle binarie che orbitano una sull'altra. La capacità di vedere tutte e quattro le componenti di questo sistema, viene spesso utilizzata per testare la potenza dei [[telescopi]], dato che le singole stelle doppie sono molto vicine tra loro: le stelle di &epsilon;<sup>1</sup> sono distanti 2.35 [[secondi d'arco]] (nel 2006), quelle di &epsilon;<sup>2</sup> sono separate dalla stessa misura (nello stesso anno). Dato che la prima misura ad alta precisione della loro orbita risale al [[1980]], tutte e due le binarie si sono mosse, da allora, solo di pochi gradi dalla loro [[Angolo di posizione|posizione angolare]].
 
==Sistema stellare==
Le stelle che compongono ε1 hanno magnitudine 4.7 e 6.2 ed un [[periodo orbitale]] stimato di circa 12001800 anni, almeno da quanto risulta da una pubblicazione del [[2007]] di Tokovinin, che le colloca ad una distanza di circa 140 [[Unità astronomica|UA]]. Le componenti di ε2 hanno [[Magnitudine assoluta|magnitudine]] 5.1 e 5.5, ed un periodo orbitale didelle circadue lacomponenti metàdi rispettocirca a585 quelle di ε1anni. ε1 e ε2 non sono tra loro più vicine di 0.16 anni luce, ed impiegano centinaia di migliaia di anni per completare un'[[orbita]]. Un osservatore posto su di una delle due coppie, vedrebbe l'altra coppia brillare con la luce di un quarto di [[Luna]], a meno di un [[Grado d'arco|grado]] di distanza l'una dall'altra.
Un osservatore posto su di una delle due coppie, vedrebbe l'altra coppia brillare con la luce di un quarto di [[Luna]], a meno di un [[Grado d'arco|grado]] di distanza l'una dall'altra<ref>[http://stars.astro.illinois.edu/sow/epslyr.html Epsilon Lyrae (Stars, Jim Kaler)]</ref>.
 
Le stelle principali delle 2 coppie sono [[Stella A V|stelle bianche]] di [[classificazione stellare#classe A|classe spettrale A]], mentre le secondarie sono [[Stella F V|stelle bianco-gialle]] delle prime sottoclassi [[Classificazione spettrale#classe F|della F]]. &epsilon; Lyr<sup>1</sup> A è la più massiccia, con 2,3 volte la massa del Sole, mentre la compagna ha una massa 1,6 volte superiore a quella solare. &epsilon; Lyr<sup></sup> è composto da due stelle piuttosto simili, con masse di 1,86 e 1,70 quella del Sole<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars|autore=A. Tokovinin|anno=2007}}{{arxiv| 0806.3263v1}} </ref>
Un quinto componente di questo sistema, orbitante ad una delle stelle della coppia ε2, è stato scoperto con delle misure [[Interferometria|interferometriche]] nel 1985 e confermato in due successive osservazioni. A causa dei pochi dati non è stato possibile calcolarne l'orbita, ma il suo movimento rapido suggerisce un periodo orbitale di qualche decina di anni. La massima separazione osservata di 0.2 [[Arcosecondo|secondi d'arco]], ne preclude l'osservazione diretta.
 
Un quinto componente di questo sistema, orbitante ad una delle stelle della coppia ε2, è stato scoperto con delle misure [[Interferometria|interferometriche]] nel 1985 e confermato in due successive osservazioni. A causa dei pochi dati non è stato possibile calcolarne l'orbita, ma il suo movimento rapido suggerisce un periodo orbitale di qualche decina di anni. La massima separazione osservata è di 0.2 [[Arcosecondo|secondi d'arco]], netroppo poca per risolverla precludecon l'osservazione diretta.
 
== Note ==
<references/>
 
==Collegamenti esterni==
*[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=**+STF+2382&submit=SIMBAD+search Epsilon Lyrae<sup>1</sup>] [[SIMBAD]]
*[http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=**+STF+2383&submit=SIMBAD+search Epsilon Lyrae<sup>2</sup>] [[SIMBAD]]
 
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