Nu Pavonis
| Nu Pavonis | |
|---|---|
  | |
| Classe spettrale | B7 III(Componente Aa) |
| Distanza dal Sole | 440anni luce (130parsec) |
| Costellazione | Pavone |
| Coordinate | |
| (all'epocaJ2000.0) | |
| Ascensione retta | 18h31m22,42509s[1] |
| Declinazione | -62° 16′ 41,8853″[1] |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Velocitàdi rotazione | 125km/s(Componente Aa) |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | 659L⊙
|
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +4,64 |
| Magnitudine ass. | −1,01 |
| Parallasse | 7,43±0,24mas |
| Velocità radiale | 16,9 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Nu Pavonis(ν Pavonis, ν Pav) è unastella triplagerarchica[2]situata nellacostellazione del Pavone.Anche in virtù della sua velocità peculiare di17,0 km/srispetto ai sistemi vicini, si ritiene che questo sistema stellare possa far parte del gruppo distelle fuggitivedenominato Wolf 630.[3]Situata a circa 440 anni luce dalsistema solare,la suamagnitudine apparente,che varia da +4,60 a +4,64 su un periodo di 0,85584 giorni, fa sì che questa stella sia visibile a occhio nudo nell'emisfero australe.[4]
Caratteristiche fisiche
[modifica|modifica wikitesto]In quanto stella tripla gerarchica, Nu Pavonis è formata da unastella binaria(ν Pav A), che in questo caso particolare è unabinaria spettroscopica a linea singola,in cui quindi è possibile osservare lo spettro di una sola delle due stelle, e una stella singola (ν Pav B) che percorrono un'orbitaattorno ad uncentro di massacomune. In particolare, le due stelle sono separate da 13,1arcosecondi.[3]
Per quanto riguarda la componente binaria, le osservazioni hanno mostrato che le due stelle che la compongono ruotano con un periodo orbitale di 1,71 giorni su un'orbita perfettamente circolare, così vicine da far ritenere che l'interazione mareale tra loro sia decisamente significativa.[5]
La componente principale di tale sistema binario, ν Pav Aa, è unastella B lentamente pulsantediclasse spettraleB7 eclasse di luminosità III,il che implica una sua avvenutaevoluzioneinstella gigante,sebbene sia comunque più probabile che essa si trovi ancora sullasequenza principale,[6]avente una massa pari a 4,39 masse solari e unatemperatura efficacesuperiore ai12500K.
La stella singola ν Pav B è invece decisamente più piccola di ν Pav Aa, con una massa pari a 0,15 volte quella della nostra stella, una temperatura efficace di poco inferiore ai3200Ke una magnitudine apparente di +13,7, ed è probabilmente unastella pre-sequenza principale.Sia ν Pav B, sia la stella binaria ν Pav A sonosorgenti X.[3]
Note
[modifica|modifica wikitesto]- ^abF. van Leeuwen,Validation of the new Hipparcos reduction,inAstronomy and Astrophysics,vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664,Bibcode:2007A&A...474..653V,DOI:10.1051/0004-6361:20078357,arXiv:0708.1752.
- ^P. P. Eggletonet al.,A catalogue of multiplicity among bright stellar systems,inMonthly 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.
- ^abcB. Stelzeret al.,Late B-type stars and their candidate companions resolved with Chandra,inAstronomy and Astrophysics,vol. 407, n. 3, Settembre 2003, pp. 1067-1078,Bibcode:2003A&A...407.1067S,DOI:10.1051/0004-6361:20030934,arXiv:astro-ph/0306401.
- ^C. L. Watson,The International Variable Star Index (VSX),inThe Society for Astronomical Sciences 25th Annual Symposium on Telescope Science. Held May 23–25,vol. 25, 2006, pp. 47,Bibcode:2006SASS...25...47W.
- ^P. De Catet al.,A study of bright southern slowly pulsating B stars. I. Determination of the orbital parameters and of the main frequency of the spectroscopic binaries,inAstronomy and Astrophysics,vol. 355, 2000, pp. 1015-1030,Bibcode:2000A&A...355.1015D.
- ^E. Andersonet al.,XHIP: An extended hipparcos compilation,inAstronomy Letters,vol. 38, n. 5, 2012, pp. 331,Bibcode:2012AstL...38..331A,DOI:10.1134/S1063773712050015,arXiv:1108.4971.
