Pi Scorpii: differenze tra le versioni

Versione delle 15:35, 16 dic 2010

Versione delle 11:21, 18 dic 2010

Riga 38:

}}

'''Pi Scorpii''' ([[Nomenclatura di Bayer| π Sco / π Scorpii]]) è un [[sistema stellare]], composto da tre componenti, della [[costellazione]] dello [[Scorpione (costellazione)|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 ==

Riga 61:

Pi Scorpii A è a sua volta una [[binaria spettroscopica]] formata da una componente più massiccia di [[classificazione stellare#Classi spettrali|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 della 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 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"/> .