Pi Scorpii
Pi Scorpii ( π Sco / π Scorpii) è un sistema stellare, composto da tre componenti, della costellazione dello Scorpione. Nonostante appaia abbastanza 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 | |
|---|---|
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| Classificazione | Stella di sequenza principale azzurra |
| Classe spettrale | B1V / B2V |
| Tipo di variabile | Beta Lyrae |
| Periodo di variabilità | 1,57 giorni |
| Distanza dal Sole | 459 ± 54 anni luce |
| Costellazione | Scorpione |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 15h 58m 51,11s |
| Declinazione | -26° 06′ 50,78″ |
| Lat. galattica | +20,23° |
| Long. galattica | 347,21° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 5 / 4 R⊙ |
| Massa | 11 / 9 M⊙
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| Periodo di rotazione | 1,8 giorni |
| Velocità di rotazione | 100 km/s |
| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 10.000 / 3.000 L⊙
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| Indice di colore (B-V) | -0,19 |
| Metallicità | ? |
| Età stimata | ? |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +2,89 |
| Magnitudine ass. | -2,85 |
| Parallasse | 7,10 ± 0,84 mas |
| Moto proprio | AR: −12,00 mas/anno Dec: -25,71 mas/anno |
| Velocità radiale | -3 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Osservazione
Pi Scorpii è una delle tre stelle luminose, comprese fra la magnitudine 2 e quella 3, che formano un arco che si stende da nord a sud nella parte nord ovest della costellazione dello Scorpione. Partendo da nord si possono osservare Graffias, Dschubba e infine Pi Scorpii, essendo quest'ultima la più debole delle tre. Pur brillando alla magnitudine di 2,89 è superata nella costellazione, che vanta il maggior numero di stelle sotto magnitudine 3, oltre che da Graffias e Dschubba, da altre sei stelle, fra cui Antares (α Scorpii), Shaula (λ Scorpii) e Sargas (θ Scorpii).
Essendo posta 26° sotto l'equatore celeste, Pi Scorpii è una stella dell'emisfero australe. Le sue possibilità di osservazione nell'emisfero boreale sono tuttavia abbastanze ampie. Essa è infatti osservabile fino al 64° parallelo N, cioè fino a quasi al circolo polare artico. Restano escluse solo buona parte della Groenlandia, le regioni più settentrionali del Canada e della Russia, oltre che l'Islanda e parte della Svezia e della Norvegia. D'altra parte questa stessa declinazione comporta che essa sia circumpolare solo più a sud del 64° parellelo S, cioè solo nelle regioni del continente antartico.
I mesi migliori per la sua osservazione sono quelli che corrispondono all'estate boreale, da maggio ad agosto.
Ambiente galattico
Pi Scorpii fa parte, come molte stelle brillanti della costellazione dello Scorpione, dell'associazione stellare 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 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 supernovae, 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 anni luce. Pi Scorpii, in particolare, dista da noi circa 459 ± 54 anni luce.
A questa stella è associata un'estesa nebulosa a emissione e a riflessione, visibile sul suo lato meridionale e nota come Sh2-1.
Caratteristiche
Sistema
Pi Scorpii A
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, lo studio di questo sistema si è rivelato particolarmente difficile a causa della estrema vicinanza delle due componenti e della somiglianza del loro spettro.
In effetti, fin dal 1902 è stato stabilito che il 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 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 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 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 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. Le masse delle due componenti di Pi Scorpii A sono stimate essere rispettivamente 11 e 9 M⊙.
L'orbita, inclinata di 42° rispetto al piano della nostra visuale, è probabilmente circolare, cioè priva di eccentricità.