Pi Scorpii: differenze tra le versioni

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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|supernovae]]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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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"/> .

Come spesso accade in caso di astri così vicini, la rotazione delle due componenti è [[Rotazione sincrona|sincronica]] in modo che esse si diano sempre la stessa faccia: in particolare la principale ruoterebbe all'[[equatore]] alla velocità di 161 &nbsp;km/s, mentre la componente meno massiccia ruoterebbe a 129 &nbsp;km/s<ref name="Stickland"/>. Se così fosse, le due stelle completerebbero una [[rotazione]] in 1,8 giorni. Questo valore è in discreto accordo con il periodo orbitale calcolato di 1,57 giorni.

L'orbita, inclinata di 42° rispetto alla 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]]e è 8-10 M_⊙, 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.

=== Pi Scorpii B ===

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== Collegamenti esterni ==

*{{en}}[cita web|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=pi+sco&submit=SIMBAD+search |titolo=Dati di Pi Scorpii su SIMBAD]|lingua=en}}

*{{en}}{{cita web|lingua=en|http://stars.astro.illinois.edu/sow/pisco.html|Descrizione di Pi Scorpii da parte del prof. Jim Kaler|18-03-2010}}

{{Portale|stelle}}

[[Categoria:Stelle di classe spettrale B]]

[[Categoria:Stelle di classe spettrale K]]