74 Aquarii
| 74 Aquarii A / B / C | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | bianco-azzurra |
| Classe spettrale | B8IV/V C ~ |
| Distanza dal Sole | 815 anni luce |
| Costellazione | Aquario |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 22h 53m 28,7049s |
| Declinazione | -11° 36′ 59,451″ |
| Lat. galattica | -58,2806° |
| Long. galattica | 056,4228° |
| Dati fisici | |
| Massa | 1,7 / 1,4 / 2,3 M⊙
|
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 5,78 |
| Magnitudine ass. | -0,74 |
| Parallasse | 4,96 ± 0,84 mas |
| Moto proprio | AR: 23,03 ± 1,23 mas/anno Dec: 1,93 ± 0,68 mas/anno |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
22h 53m 28.7049s, -11° 36′ 59.451″
74 Aquarii è un sistema stellare di magnitudine 5,78 situata nella costellazione dell'Aquario. Dista circa 815 anni luce dal sistema solare.
Osservazione[modifica | modifica wikitesto]
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe; grazie alla sua posizione non fortemente australe, può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità del circolo polare artico. La sua magnitudine pari a 5,8 la pone al limite della visibilità ad occhio nudo, pertanto per essere osservata senza l'ausilio di strumenti occorre un cielo limpido e possibilmente senza Luna.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine agosto e dicembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Sistema stellare[modifica | modifica wikitesto]
74 Aquarii è un sistema stellare formato da tre componenti. La componente principale A è una binaria spettroscopica con le due componenti che ruotano attorno al comune centro di massa in appena 3,4 giorni.
A meno di un secondo d'arco dalla coppia stretta c'è un'altra stella che orbita attorno al baricentro del sistema in 9,5 anni. Nel 2010 la separazione angolare era di 0,069 secondi d'arco, e questo comporta una distanza reale dalla coppia principale di 13,9 ± 2,4 UA.[1] Tutte e 3 le stelle sono più massicce del Sole: Catanzaro & Leto nel 2004 hanno stimato le loro masse rispettivamente in 1,7 e 1,4 M⊙,[2] mentre nel 2017 Tokovinin stima una massa totale per la coppia AB di 2,62 masse solari, e di 2,29 M⊙ quella di C.[3]
È classificata anche come variabile Alpha2 Canum Venaticorum.
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ M. Schöller, S. Correia, S. Hubrig e N. Ageorges, Multiplicity of late-type B stars with HgMn peculiarity, in Astronomy and Astrophysics, vol. 522, November 2010, p. A85, Bibcode:2010A&A...522A..85S, DOI:10.1051/0004-6361/201014246, arXiv:1010.3643.
- ^ G. Catanzaro e P. Leto, Orbital solutions for SB2 systems with a HgMn component, in Astronomy and Astrophysics, vol. 416, n. 2, 2004, pp. 661–668, Bibcode:2004A&A...416..661C, DOI:10.1051/0004-6361:20034445.
- ^ Andrei Tokovinin, New Orbits Based on Speckle Interferometry at SOAR. II, in The Astronomical Journal, vol. 154, n. 3, 2017, 110, Bibcode:2017AJ....154..110T, DOI:10.3847/1538-3881/aa8459, arXiv:1708.01300.
Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]
Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]
- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
- Dati sul sistema stellare dal sito Vizier, su vizier.u-strasbg.fr.
