Pi Scorpii: differenze tra le versioni

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|nome_stella = Pi Scorpii

|lettera_stella = Pi

|id_stella =

|sigla_costellazione = Sco

|immagine =

||didascalia =

|tipo_variabile = [[Variabile Beta Lyrae|Beta Lyrae]]

|periodo_variabile = 1,57 giorni<ref>{{cita pubblicazione | autore=C. Hetzler | coautori=R. D. Summers | titolo=An Improved Period for the Spectroscopic Binary π Scorpii. | rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific| anno=1959 | volume=71 | pagine=50-52 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1956PASP...68..259I&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=16 marzo 2010 |doi=10.1086/127333}}</ref>

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|magn_app = +2,89

|magn_ass = -3,7 / -2,5<ref>{{cita pubblicazione | autore=S. J. Inglis | coautori= | titolo=A Study of the Spectrum of π Scorpii | rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific| anno=1956 | volume=68 | pagine=259-263 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1956PASP...68..259I&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=16 marzo 2010 |doi=10.1086/126929}}</ref>

|diametro_med =

|raggio_sole = 5 / 4

|massa =

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|periodo_rotaz = 1,8 giorni

|velocità_rotaz = 161 / 129 km/s

|velocità_rotaz_note =

|parallasse = 7,10 ± 0,84 [[milliarcosecondo|mas]]

|moto_proprio = {{moto proprio|ar= −12,00| dec=-25,71}}

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}}

'''Pi Scorpii''' ( [[Nomenclatura di Bayer|π Sco / π Scorpii]]) è un [[sistema stellare]], composto da tre componenti, della [[costellazione]] dello [[Scorpione (costellazione)|costellazione dello Scorpione]]. Nonostante appaia abbastanza [[luminosità (fisica)|luminosa]], è solo la decima stella in ordine di luminosità all'interno della costellazione. Ciò è dovuto alla ricchezza di stelle con [[magnitudine apparente]] inferiore a 3 che lo Scorpione può vantare. Pi Scorpii ha anche un nome proprio (''Vrischika''), che tuttavia viene raramente usato.

== Osservazione ==

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== Ambiente galattico ==

[[File:Antaresmoving.jpg|thumb|left|Il gruppo Scorpione superiore]]

Pi Scorpii fa parte, come molte stelle brillanti della costellazione dello Scorpione, dell'[[associazione stellare]] [[Associazione Scorpius-Centaurus|Scorpius-Centaurus]], l'[[associazione OB]] più vicina alla [[Terra]]. Questa associazione è molto estesa, essendo formata da forse 1.200 stelle con masse pari o superiori alle 15 [[massa solare|M_☉]]. Esse si sono formate in un tempo compreso fra i 5 e i 17-22 milioni di anni. Le stelle più massicce dell'associazione sono probabilmente già esplose in [[supernova]]e, che hanno dato origine ad ulteriori fenomeni di [[formazione stellare]].

L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati ''Scorpione superiore'', ''Centauro superiore-Lupo'' e ''Centauro inferiore-Croce''. Pi Scorpii fa parte del primo di questi sottogruppi, noto anche come [[Associazione di Antares]], sebbene non sia chiaro se Antares faccia parte del sottogruppo o meno. L'associazione Scorpione superiore, che comprende le stelle poste in corrispondenza della testa dello Scorpione, è il sottogruppo più giovane dei tre, avente una età di circa 5 milioni di anni. La distanza media del sottogruppo dalla Terra è circa 400-500 [[anno luce|anni luce]]. Pi Scorpii, in particolare, dista da noi circa 459 ± 54 anni luce.

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Pi Scorpii A è a sua volta una [[binaria spettroscopica]] formata da una componente più massiccia di [[classe spettrale]] B1V e un'altra componente meno massiccia di classe spettrale B2V. Benché la duplicità di Pi Scorpii A sia conosciuta fin dal 1899<ref>E. C. Pickering ''Fifty-fourth Annual Report of the Director of the Astronomical Observatory of Havard College for 1899'', p. 7</ref>, lo studio di questo sistema si è rivelato particolarmente difficile a causa dell'estrema vicinanza delle due componenti e della somiglianza del loro [[Spettro elettromagnetico|spettro]].

In effetti, fin dal 1902 è stato stabilito che il [[Periodo di rivoluzione|periodo]] dell'orbita delle due componenti l'una intorno all'altra è di appena 1,57 giorni, segno che le componenti sono rimarcabilmente poco distanziate. Si calcola che esse siano distanziate di appena 15 [[raggio solare|R_⊙]]<ref name="Stickland">{{cita pubblicazione | autore=D. J. Stickland | coautori=C. Lloyd, R. H. Koch, I. Pachoulakis | titolo=Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities Paper 23: Pi Scorpii (HD 143018) | rivista=The Observatory | anno=1996 | volume=116 | pagine=387-391 | url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1996Obs...116..387S&db_key=AST&nosetcookie=1 |accesso=16 marzo 2010 |doi=}}</ref>. Poiché i raggi delle due stelle sono stimati essere rispettivamente 4 e 5 R_⊙, la distanza fra le due superfici stellari è di soli 6 R_⊙, cioè circa 4,2 milioni di km. Le due componenti, orbitando le une intorno alle altre, si eclissano a vicenda, sicché Pi Scorpii varia la propria luminosità dalla magnitudine +2.87 alla +2.92. Per questa ragione Pi Scorpii A viene definita come una variabile di tipo [[Variabile Beta Lyrae|Beta Lyrae]]. Queste variabili sono [[Stella binaria|stelle doppie]] di grande massa, molto vicine fra di loro. Solitamente la loro vicinanza è tale che la forma delle due stelle è drasticamente distorta dalla reciproca forza di [[gravità]]: hanno una forma ellittica e c'è una grande quantità di [[materia (fisica)|materia]] che fluisce da una componente all'altra.

Non esiste alcuna stima delle [[temperatura|temperature]] superficiali delle due stelle, ma dalla loro classe spettrale e dalla loro luminosità apparente si può presumere che la superficie della primaria abbia una temperatura di 25.000 [[Kelvin|K]] e quella della secondaria 21.000 K, il che conferisce ad entrambe un colore azzurro-blu. Se questi valori sono corretti, da essi e dai raggi presunti si può inferire che la primaria abbia una luminosità 10.000 volte maggiore di quella del [[Sole]], mentre la secondaria sia 3.000 volte più luminosa della nostra stella. Le [[massa (fisica)|masse]] delle due componenti di Pi Scorpii A sono stimate essere rispettivamente 11 e 9 [[massa solare|M_⊙]]<ref name="Stickland"/> .

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=== Pi Scorpii B ===

[[File:Sh2-1.jpg|thumb|Pi Scorpi (la stella più luminosa al centro della fotografia) illumina la nebulosa [[Sh2-1]]]]Pi Scorpii B è una stella di sequenza principale di classe spettrale K, con ununa massa inferiore a quella del Sole. Si trova a 8.000 [[Unità astronomica|UA]] da Pi Scorpii A (cioè circa 1.200 miliardi di km) e compie intorno ad essa un'orbita ogni 160.000 anni.

=== Nebulosa ===

A Pi Scorpii è associata un'estesa [[nebulosa a emissione]] e [[nebulosa a riflessione|a riflessione]], visibile sul suo lato meridionale e nota come [[Sh2-1]]. Riflettendo la luce proveniente da Pi Scorpii, essa assume un colore azzurro, come quello della stella eccitatrice. Osservazioni condotte sulla frequenza dell'[[ultravioletto]]<ref>{{cita pubblicazione | autore=C. Joseph| coautori=E. Jenkins | titolo=Ultraviolet interstellar lines in the spectrum of Pi Scorpii recorded at 2 kilometers per second resolution | rivista=Astrophysical Journal | anno=1991 | volume=368 | pagine=201-214 | url=httphttps://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJ...368..201J |accesso=19 marzo 2010 |doi=10.1086/169684}}</ref>, hanno permesso di individuare due [[Regione H I|regioni H I]] e due [[Regione H II|regioni H II]]. Le prime due consistono di due nubi di [[gas]] freddo (circa 80 K) e poco [[ionizzazione|ionizzato]]. Le regioni H II invece sono quelle più vicine a Pi Scorpii A. Una di queste regioni è identificata con la [[sfera di Strömgren]], che circonda la stella e che ha un raggio calcolato in 1,8 [[Parsec|pc]]. Si tratta di gas molto ionizzato e molto caldo (sebbene il valore calcolato di 19.000 K sembri troppo alto in quanto tali regioni presentano di solito temperature intorno ai 10.000 K). Questa regione sembra inoltre avere una densità molto disomogenea. L'altra regione H II appare invece maggiormente diffusa.

== Note ==