HD 50337

stella binaria nella costellazione della Carena
(Reindirizzamento da V415 Carinae)

HD 50337, o V415 Carinae, è una stella binaria di magnitudine 4,42 situata nella costellazione della Carena. Dista 544 anni luce dal sistema solare[1].

HD 50337
HD 50337
ClassificazioneBinaria a eclisse
Classe spettraleG6II / A1V
Tipo di variabileAlgol
Periodo di variabilità195,26
Distanza dal Sole544 anni luce
CostellazioneCarena
Redshift26,00 ± 0,90
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta06h 49m 51,3139s
Declinazione-53° 37′ 20,818″
Lat. galattica-21,7631°
Long. galattica263,2440°
Dati fisici
Raggio medio31,3 / 1,9 R
Massa
4,26 / 2 M
Temperatura
superficiale
  • 4981 / 9388 (media)
Luminosità
497 / 25 L
Dati osservativi
Magnitudine app.4,42 (combinata)
Magnitudine ass.-1,73 (combinata)
Parallasse5,99 mas
Moto proprioAR: -1.99 mas/anno
Dec: 17.58 mas/anno
Velocità radiale26,0 ± 0,9 km/s
Nomenclature alternative
GSC 08536-00794, 2MASS J06495131-5337208, TD1 8394, CD -53 1613, HD 50337, PLX 1607, TYC 8536-794-1, CPC 19 2303, HIC 32761, PPM 335506, UBV 6808, CPD -53 1168, HIP 32761, SAO 234737, UBV M 12535, GC 8972, HR 2554, SBC7 292, uvby98 100050337, GCRV 4466, IRAS 06487-5333, SBC9 424, JP11 1448

Osservazione

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Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe. La sua posizione è fortemente australe e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero sud, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero nord la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 4,4 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra dicembre e maggio; nell'emisfero sud è visibile anche all'inizio dell'inverno, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata limitatamente durante i mesi della tarda estate boreale.

Caratteristiche fisiche

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La stella è una binaria spettroscopica a eclisse formata da una gigante brillante gialla di tipo spettrale G6II. La sua massa è 4,26 volte quella del Sole ed è 500 volte più luminosa del Sole[2]. La secondaria è una stella bianca di sequenza principale di classe A1V con una massa che è circa il doppio di quella solare. Il periodo orbitale delle due stelle è di 195,26 ed il semiasse maggiore dell'orbita di 150 UA, vale a dire all'incirca 5 volte la distanza che divide Nettuno dal Sole. Il piano orbitale è inclinato di 82º rispetto a piano del cielo visto dalla Terra così che l'orbita è vista quasi di profilo, quindi si susseguono eclissi parziali quando la luce della secondaria intercetta parte della luce della gigante gialla, causando una diminuzione della luminosità di 0,05 magnitudini[3].

La magnitudine assoluta combinata del sistema è di -1,73 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare.

  1. ^ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
  2. ^ O, B-type & red supergiant masses and luminosities (Hohle+, 2010)
  3. ^ Brown, Alexander; Bennett, Philip D.; Baade, Robert; Kirsch, Thomas; Reimers, Dieter; Hatzes, Artie P.; Kürster, Martin, Ultraviolet Eclipse Observations and Fundamental Parameters of the Binary HR 2554 (G6 II+A1 V) (PDF), in The Astronomical Journal, vol. 122, n. 1, 2001, pp. 392-401.

Voci correlate

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Collegamenti esterni

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