Pi Arae
| Pi Arae | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | bianca |
| Classe spettrale | A5IV-V C ~ |
| Distanza dal Sole | 138 anni luce |
| Costellazione | Altare |
| Redshift | -0,000011 ± ~ |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 17h 38m 05,5164s |
| Declinazione | -54° 30′ 01,561″ |
| Lat. galattica | -12,0425° |
| Long. galattica | 337,2381° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 2[1] R⊙ |
| Massa | |
| Acceleraz. di gravità in superficie | 4,22 logg |
| Temperatura superficiale |
|
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 5,25 |
| Magnitudine ass. | 2,12 |
| Parallasse | 23,71 ± 0,75 mas |
| Moto proprio | AR: -49,68 ± 0,56 mas/anno Dec: -149,54 ± 0,36 mas/anno |
| Velocità radiale | -3,3 ± ~ km/s |
| Nomenclature alternative | |
Pi Arae (π Ara / π Arae) è una stella bianca di sequenza principale di magnitudine 5,25 situata nella costellazione dell'Altare. Dista 138 anni luce dal sistema solare.
Osservazione[modifica | modifica wikitesto]
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe. La sua posizione è fortemente australe e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero sud, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero nord la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 5,2 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra maggio e settembre; nell'emisfero sud è visibile anche per gran parte della primavera, grazie alla declinazione boreale della stella, mentre nell'emisfero sud può essere osservata limitatamente durante i mesi estivi boreali.
Circa 55 minuti d'arco a nord della stella si trova l'ammasso globulare NGC 6397.[3]
Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]
La stella è una bianca nella sequenza principale; possiede una magnitudine assoluta di 2,12 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella si sta avvicinando al sistema solare.
Mostra un eccesso di emissione nella radiazione infrarossa, che suggerisce la presenza di due dischi circumstellari.[4] Il più interno è costituito prevalentemente da polvere di silice cristallizzata avente una temperatura di 173 K e orbitante a 9,1 UA dalla stella. Il disco più esterno, più freddo e formato da ghiaccio, ha una temperatura di 77 K e dista 117,3 UA dalla stella. Le piccole dimensioni dei grani del disco interno suggeriscono che si sia formato in tempi recenti in seguito a delle collisioni di planetesimi.[5]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ I. McDonald et al., Parameters and IR excesses of Gaia DR1 stars, 2017.
- ^ Atmospheric parameters for nearby B-F stars (David+, 2015)
- ^ Stephen James O'Meara, Deep-Sky Companions: Southern Gems, Cambridge University Press, 2013, p. 358, ISBN 1-139-85154-3.
- ^ Farisa Y. Morales, G. H. Rieke, M. W. Werner, G. Bryden, K. R. Stapelfeldt e K. Y. L. Su, Common Warm Dust Temperatures Around Main-sequence Stars, in The Astrophysical Journal Letters, vol. 730, n. 2, April 2011, p. L29, Bibcode:2011ApJ...730L..29M, DOI:10.1088/2041-8205/730/2/L29.
- ^ F. Y. Morales, G. Bryden, M. W. Werner e K. R. Stapelfeldt, Herschel-resolved Outer Belts of Two-belt Debris Disks around A-type Stars: HD 70313, HD 71722, HD 159492, and F-type: HD 104860, in The Astrophysical Journal, vol. 776, n. 2, October 2013, p. 13, Bibcode:2013ApJ...776..111M, DOI:10.1088/0004-637X/776/2/111.
Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]
Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]
- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
