Tau2 Lupi
Il titolo di questa pagina non è corretto per via delle caratteristiche del software MediaWiki. Il titolo corretto è Tau2 Lupi.Tau2 Lupi (τ2 Lupi, τ2 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.[3] Situata a circa 319 anni luce dal sistema solare, come calcolato dalla parallasse misurata da Hipparcos, la sua magnitudine apparente pari a +4,34 fa sì che questa stella sia visibile a occhio nudo nell'emisfero australe.[4]
| Tau2 Lupi | |
|---|---|
  | |
| Classe spettrale | F4 IV (Componente A) [2] A7: (Componente B) |
| Distanza dal Sole | 319±10 anni luce |
| Costellazione | Lupo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 14h 26m 10,81378s[1] |
| Declinazione | −45° 22′ 45,4023″[1] |
| Dati fisici | |
| Velocità di rotazione | 0 km/s |
| Luminosità | 150 L⊙
|
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,34 (4,93 + 5,55) |
| Magnitudine ass. | −0,62 |
| Parallasse | 10,22±0,31 mas |
| Moto proprio | AR: 14,62 mas/anno Dec: -7,33 mas/anno |
| Velocità radiale | −0,60±1,60 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Caratteristiche fisiche modifica
Diverse osservazioni hanno permesso di determinare che Tau2 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 poste su un'orbita con un'eccentricità pari a 0,94 e orbitanti una attorno all'altra con periodi di 26,2 anni. La componente primaria, τ2 Lup A, è stata classificata come subgigante gialla di classe spettrale F4 e classe di luminosità IV,[5] con una magnitudine apparente pari a 4,93 e un raggio pari 10,41 volte quello del Sole. La componente τ2 Lup B, la cui magnitudine apparente è +5,55,[6] è invece stata classificata come A7:, con classe di luminosità, quindi, ancora da definire.
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.
- ^ J.-C. Mermilliod, Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished), in Catalogue of Eggen's UBV Data, SIMBAD, 1986, Bibcode:1986EgUBV........0M.
- ^ E. Alecian et al., First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars, in Astronomy and 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.
