R Leonis

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R Leonis
Rappresentazione artistica del sistema planetario di R LeonisRappresentazione artistica del sistema planetario di R Leonis
Classificazione Gigante rossa variabile
Classe spettrale M8 IIIe (variabile)
Tipo di variabile variabile Mira
Periodo di variabilità 312 giorni
Distanza dal Sole 240 anni luce[1]
Costellazione Leone
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 09h 47m 33,5s
Declinazione 11° 25′ 44″
Dati fisici
Raggio medio 320-350 [2] R
Massa
0,7 [3] M
Temperatura
superficiale
2930 ± 270 K - 3080 ± 310 K, K [2] (media)
Luminosità
8.000 (al massimo) [2] L
Indice di colore (B-V) 1,26
Dati osservativi
Magnitudine app. da 4.40 a 11.30
Magnitudine ass. da -1,9 a +5,0 [4]
Parallasse 7,79 ± 1,07 mas
Moto proprio AR: -5,48 mas/anno
Dec: -40,37 mas/anno
Velocità radiale +13,4 km/s
Nomenclature alternative
R Leo, HIP 48036, HD 84748 ,HR 3882, BD+12 2096, AG+11 1144, SAO 98769

R Leonis è una stella variabile di tipo Mira situata nella costellazione del Leone, a 240 anni luce dalla Terra. La sua magnitudine apparente varia tra 4,31 e 11,65 in un periodo di 312 giorni. Al massimo può essere osservata ad occhio nudo, mentre al minimo è visibile solo con un telescopio di almeno 7 cm di diametro.

Caratteristiche[modifica | modifica sorgente]

R Leonis è di classe spettrale M8 IIIe ed è come tutte le variabili di tipo Mira una gigante rossa dalla struttura non ben definita, che sta perdendo massa a un ritmo piuttosto forte. Si pensa che al momento della sua formazione, la stella avesse 1,5 masse solari, mentre ora si stima che ne abbia solo 0,7. La temperatura effettiva della stella è stimata tra 2930 e 3080 kelvin e si estende tra i 320 e 350 raggi solari (grande come 1,36-1,5 UA). Osservazioni con il telescopio Hubble provano che sia una pulsante in modo radiale, dove l'intera stella si espande e si contrae con simmetria sferica. La pulsazione si traduce in cambiamenti sia di raggio sia di temperatura, che a loro volta causano il cambiamento di luminosità della stessa. Il periodo di pulsazione è funzione della massa e del raggio della stella.

Trovandosi nella sua ultima fase di vita, il materiale espulso dalla stella nell'enorme nube circostante contiene molti composti tra cui ossido di silicio (SiO), idrossile (OH) e vapore acqueo che creano un particolare evento naturale chiamato maser, non osservabile in tutte le variabili di tipo Mira. Esso è simile ad un laser, ma opera nella regione delle microonde dello spettro elettromagnetico.

Sistema planetario[modifica | modifica sorgente]

Nel 2009 Wiesemeyer ipotizzò che le fluttuazioni periodiche a breve periodo della stella derivino dall'esistenza di un pianeta compagno di R Leonis, un gigante gassoso che sta evaporando data la vicinanza di soli 2,7-3 UA per l'alta temperatura a cui sarebbe sottoposto, oltre 1500 K, e che porterebbe la luminosità totale di R Leonis a oltre 8000 volte quella del sole.

Il sistema di R Leonis
Pianeta Massa Periodo orb. Sem. maggiore Eccentricità
b (non confermato) ≥2 MJ 1898 giorni ≥2.7 UA 0

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ R Leonis (Stars, Jim Kaler)
  2. ^ a b c Fedeleet al., The K -Band Intensity Profile of R Leonis Probed by VLTI/VINCI in Astronomy and Astrophysics, vol. 431, n. 3, 2005, pp. 1019–1026. arXiv:astro-ph/0411133, Bibcode:2005A&A...431.1019F, DOI:10.1051/0004-6361:20042013.
  3. ^ Wiesemeyer et al., Precessing planetary magnetospheres in SiO stars?. First detection of quasi-periodic polarization fluctuations in R Leonis and V Camelopardalis in Astronomy and Astrophysics, vol. 498, n. 3, 2009, pp. 801–810. arXiv:0809.0359, Bibcode:2009A&A...498..801W, DOI:10.1051/0004-6361/200811242.
  4. ^ R Leonis

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

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