Tau Tauri

sistema stellare nella costellazione del Toro

Tau Tauri (τ Tau, τ Tauri) è un sistema stellare quadruplo[4] situato nella costellazione del Toro. La sua distanza è stimata sui 396 anni luce dal sistema solare.

Tau Tauri
Tau Tauri
ClassificazioneAa: Stella azzurra di sequenza principale
Ab e B: stella bianca di sequenza principale
Classe spettraleAa: B3V C[1]
Ab: A0V-A2V[2]

B: A2 D[3]-A1 V[4]

Distanza dal Sole396 anni luce
CostellazioneToro
Coordinate
Ascensione retta04h 42m 14,699s[1]
Declinazione+22° 57′ 24,850″[1]
Lat. galattica176,644°[1]
Long. galattica-15,072°[1]
Dati fisici
Massa
Aa: 6,4[5] M
Temperatura
superficiale
  • Aa: 18700 K[6] (media)
Luminosità
Aa: 1472[6] L
Indice di colore (B-V)Aa: U-B: -0,57, B-V: -0,14[7]
MetallicitàAa: [Fe/H]: -.51[8]
(31% di quella solare)
Dati osservativi
Magnitudine app.4,258[1]
Magnitudine ass.Aa: -1,15[9]
ParallasseAa: 8,231 ± 0,4049 mas[1]
B: 8,1702 ± 0,0316 mas[3]
Moto proprioAa: AR: 3,181 ± 0,579 mas/anno
Dec: -17,028 ± 0,327 mas/anno[1]

B: AR: -0,849 ± 0,040 mas/anno
Dec: -15,087 ± 0,026 mas/anno[3]

Velocità radiale14,6 ± 2 km/s[1]
Nomenclature alternative
A: 94 Tau, HR 1497, HD 29763, SAO 76721, HIP 21881, BD+22 739, WDS J04422+2257A[1]
B: HD 284659, BD+22 737, WDS J04422+2257B[3]

Osservazione

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In questo campo stellare che spazia dalle Pleiadi alle Iadi, τ Tauri è la stella più luminosa al centro del bordo inferiore.

Il sistema stellare è situato nell'emisfero boreale celeste; grazie alla sua posizione non fortemente boreale, può essere osservato dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità dell'Antartide. La componente principale del sistema ha magnitudine pari a 4,3 e può essere scorta a occhio nudo, ma solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.

Il periodo migliore per l'osservazione di τ Tauri nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine ottobre e aprile; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.

Poiché τ Tauri si colloca in prossimità dell'eclittica, può venire occultata dalla Luna.[2]

Sistema stellare

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La componente principale Aa è una stella di magnitudine 4,258.[1] Fu identificata come binaria spettroscopica nel 1903 dagli astronomi statunitensi Edwin B. Frost e Walter S. Adams.[10] Una prima orbita fu calcolata dall'astronomo canadese T. H. Parker (1910), rivista nel 1949 da R. W. Tanner, che determinò correttamente il periodo di rivoluzione della coppia attorno al comune centro di massa in 2,96 giorni. Il moto fu ulteriormente caratterizzato da Robert M. Petrie ed Edwin G. Ebbighausen nel 1961.[11]

La componente Ab è di magnitudine 6,97; la separazione angolare dalla primaria è di 0,2,[4] mentre il periodo di rivoluzione è stato determinato in 58 anni.[12] Infine, la componente B, la più distante, è separata dalla primaria da 62,8″ ed ha magnitudine 7,1.[3][4] Si discosta sufficientemente dalla primaria da aver ricevuto una propria denominazione nel catalogo Henry Draper, HD 284659.

Caratteristiche fisiche

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La componente Aa è una stella azzurra di sequenza principale, di classe B3V, con una magnitudine assoluta di -1,15;[9] possiede una massa di 6,4 masse solari[5] e una luminosità di 1472 luminosità solari.[6] La superficie della sua fotosfera raggiunge la temperatura media di 18700 K.[6] La sua metallicità [Fe/H] è stata determinata in -.51,[8] corrispondente al 31% di quella solare.

Non sono note le caratteristiche della compagna più stretta, se non il periodo, pari a 2,957 giorni, e l'eccentricità, pari 0,05, del moto attorno al comune centro di massa.[4]

La terza componente del sistema, Ab, è una stella bianca di sequenza principale, classificata come A0V-A2V grazie ad osservazioni condotte in occasione di un'occultazione lunare del sistema.[2]

Infine, anche la componente B è una stella bianca di sequenza principale, classificata come A2 D[3] o A1 V.[4]

Mediante Gaia è stata determinata una parallasse di 8,231 ± 0,4049 mas per la componente Aa[1] e di 8,1702 ± 0,0316 mas per la componente B.[3] I due valori corrispondono rispettivamente a 121,492 parsec (396,25 al) e 122,396 parsec (399,20 al). Avendo una velocità radiale positiva, il sistema si sta ulteriormente allontanando dal Sole.

Ambiente galattico

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Il sistema τ Tauri sembra appartenere ad un'associazione OB che include stelle della costellazione del Toro e della limitrofa costellazione di Orione, denominata Taurus-Orion (Taurion) OB, frapposta in linea di vista tra il sistema solare e la Nube del Toro.[13]

  1. ^ a b c d e f g h i j k l τ Tauri nella banca dati astronomica SIMBAD.
  2. ^ a b c A. Richichi et al., 1994.
  3. ^ a b c d e f g HD 284659 nella banca dati astronomica SIMBAD.
  4. ^ a b c d e f P. P. Eggleton e A. A. Tokovinin, 2008. Accessibile tramite VizieR: [1].
  5. ^ a b N. Tetzlaff et al., 2011.
  6. ^ a b c d M. M. Hohle et al., 2010.
  7. ^ (EN) A. Mallama, Sloan Magnitudes for the Brightest Stars, in The Journal of the American Association of Variable Star Observers, vol. 42, n. 2, 2014, p. 443, Bibcode:2014JAVSO..42..443M.
  8. ^ a b Y. Wu et al., 2011.
  9. ^ a b E. Anderson e C. Francis, 2012.
  10. ^ (EN) E. B. Frost e W. S. Adams, Additional stars of the Orion type whose radial velocities vary, in Astrophysical Journal, vol. 17, 1903, pp. 246-247, Bibcode:1903ApJ....17..246F, DOI:10.1086/141021.
  11. ^ R. M. Petrie ed E. G. Ebbighausen, 1961.
  12. ^ (EN) O. Yu. Malkov et al., Dynamical masses of a selected sample of orbital binaries, in Astronomy & Astrophysics, vol. 546, A69, 2012, pp. 1-5, DOI:10.1051/0004-6361/201219774. Accessibile via VizieR, consultando la nota.
  13. ^ H. Bouy e J. Alves, 2015.

Bibliografia

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Voci correlate

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Collegamenti esterni

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