Pi Scorpii: differenze tra le versioni

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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 molto vicine. Si calcola che esse siano distanziate di appena 15 [[raggio solare|R_⊙]]. Poichè 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]] 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. 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. LaLe [[massa (fisica)|masse]] delle due componenti di Pi Scorpii A sono stimate essere rispettivamente 11 e 9 [[massa solare|M_⊙]].

L'orbita, inclinata di 42° rispetto al piano della nostra visuale, è probabilmente circolare, cioè priva di [[Eccentricità orbitale|eccentricità]].