Pi Scorpii: differenze tra le versioni
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||didascalia = La [[Alfabeto greco|lettera greca]] π indica la posizione di Pi Scorpii all'interno della costellazione dello [[Scorpione (costellazione)|Scorpione]]
|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>
|designazioni_alternative_stellari = [[Nomenclatura di Bayer|{{ST|Pi|Sco}}]], [[Nomenclatura di Flamsteed|6 Sco]], [[Catalogo HD|HD]] 143018, [[Catalogo HIP|HIP]] 78265, [[Catalogo HR|HR]] 5944, [[Catalogo SAO|SAO]] 183987, [[Fundamental Katalog|FK5]] 592, GC 21447, CCDM J15589-2607A
|categoria = [[Stella di classe B V|Stella di sequenza principale azzurra]]
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|long_galattica = 347,21°
|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
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=== Pi Scorpii A ===
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<sub>⊙</sub>]]<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>. Poichè i raggi delle due stelle sono stimati essere rispettivamente 4 e 5 R<sub>⊙</sub>, la distanza fra le due superfici stellari è di soli 6 R<sub>⊙</sub>, 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, 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<ref name="Stickland"/> [[massa solare|M<sub>⊙</sub>]].
Come spesso accade in caso di astri così vicini, la rotazione delle due componenti è sincronizzata in modo che esse si diano sempre la stessa faccia: in particolare la principale ruota all'[[equatore]] alla velocità di 161 km/s, mentre la componente meno massiccia ruota a 129 km/s<ref name="Stickland">. Se così fosse, le due stelle completerebbero una [[rotazione]] in 1,8 giorni.
L'orbita, inclinata di 42° rispetto al piano della nostra visuale, è probabilmente circolare, cioè priva di [[Eccentricità orbitale|eccentricità]].
Poiché la massa limite oltre la quale le stelle, al termine della loro esistenza, esplodono in [[supernova|supernovae]] è 8-10 M<sub>⊙</sub>, la componente più massiccia di Pi Scorpii A, superando tale limite, dovrebbe avere questo destino, mentre quella meno massiccia ha un destino incerto, potendo esplodere anch'essa in una supernova oppure diventare una [[nana bianca#Al limite tra stelle medie e massicce (8-10 M☉): nane O-Ne-Mg|nana bianca O-Ne-Mg]]. Tuttavia le fasi finali dell'esistenza delle due componenti di Pi Scorpii A saranno con tutta probabilità pesantemente influenzate dalla loro notevole vicinanza. Poiché più una stella è massiccia, meno è il tempo che essa trascorrerà all'interno della [[sequenza principale]], la principale di Pi Scorpii A ne uscirà per prima e si avvierà a diventare una [[Stella supergigante|supergigante]]. Tuttavia in questo processo di [[evoluzione stellare|evoluzione]], essa aumenterà il proprio raggio, superando il [[lobo di Roche]], cioè il limite oltre il quale i suoi strati esterni finiscono per cadere sull'altra stella. Ciò produrrà un trasferimento considerevole di materia da una stella all'altra, al punto che in tempi, su scala astronomica, abbastanza brevi (mezzo milione di anni), quella che è attualmente la secondaria potrebbe diventare la stella più massiccia della coppia. A questo punto, quella che è attualmente la principale potrebbe non avere più la massa sufficiente per esplodere in una supernova e potrebbe, invece, diventare una massiccia nana bianca. La quale, tuttavia, quando quella che è attualmente la secondaria uscirà dalla sequenza principale, potrebbe ricevere materia da essa per lo stesso processo per il quale ne ha ceduto a sua volta. Essa quindi potrebbe esplodere in una potente [[supernova di tipo Ia]], tanto potente da distruggere la sua vicina compagna.
== Note ==
<references/>
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