RS Puppis

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RS Puppis
Mappa della costellazione della PoppaMappa della costellazione della Poppa
Classificazione Supergigante gialla
Classe spettrale F8Iab
Tipo di variabile Cefeide
Periodo di variabilità 41,39 giorni
Distanza dal Sole 6500 anni luce
Costellazione Poppa
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta 08h 13m 04,22s
Declinazione -34° 34′ 42,7″
Dati fisici
Raggio medio 198 R
Massa
10,3 M
Temperatura
superficiale
4 820 K (media)
Luminosità
15000 L
Dati osservativi
Magnitudine app.
6,52 (min)
7,67 (max)
Magnitudine ass. -4,77
Parallasse 1,91 mas
Moto proprio AR: -3,19 mas/anno
Dec: 2,33 mas/anno
Velocità radiale 19,0 km/s
Nomenclature alternative
AAVSO 0809-34 HIP 40233, HD 68860, SAO 198944

HD 70235 è una stella variabile situata nella costellazione della Poppa. Si tratta di una supergigante gialla e variabile cefeide distante all'incirca 6500 anni luce dal sistema solare.

Osservazione[modifica | modifica sorgente]

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe. La sua posizione moderatamente australe fa sì che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero sud, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero boreale la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale. Avendo una magnitudine massima di +6,52, non è osservabile ad occhio nudo; per poterla scorgere è sufficiente comunque anche un binocolo o un piccolo telescopio.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra dicembre e maggio; nell'emisfero sud è visibile anche all'inizio dell'inverno, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata limitatamente durante i mesi della tarda estate boreale.

Caratteristiche fisiche[modifica | modifica sorgente]

RS Puppis è una supergigante gialla di classe spettrale F8Iab avente una massa una decina di volte quella solare e un raggio che può raggiungere le 198 volte quello solare[1]. Il raggio e la luminosità della stella cambiano perché è una variabile cefeide: la sua luminosità infatti varia da magnitudine 6,52 a magnitudine 7,67 in un periodo di 41,4 giorni[2].

Appare circondata da una nebulosa e questo ha permesso a un gruppo di astronomi dell'ESO di stimare la distanza della stella in 6500 anni luce, con un margine d'errore solamente dell'1%. Dato che la luminosità di una cefeide oscilla, si è misurata la curva di luce della nebulosa, che è simile a quella della stella che la illumina, ma è spostata nel tempo. Questo piccolo intervallo, chiamato eco luminosa, permette di stabilire la distanza tra la stella e un punto definito della nebulosa, e conosciuta questa, è poi possibile risalire alla distanza tramite calcoli di trigonometria.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Neilson, Hilding R.; Lester, John B., On the Enhancement of Mass Loss in Cepheids Due to Radial Pulsation in The Astrophysical Journal, vol. 684, nº 1, 2008, DOI:10.1086/588650.
  2. ^ RS Puppis (General Catalogue of Variable Stars)

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