EZ Aquarii
| EZ Aquarii A/B/C | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella tripla costituita da tre nane rosse |
| Classe spettrale | A:M5,5VJ / B:M5e / C:M |
| Distanza dal Sole | 11,26 al |
| Costellazione | Aquario |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 22h 38m 33s |
| Declinazione | −15° 17′ 58″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 0,175 / 0,21[1] / ? R⊙ |
| Massa | |
| Luminosità | |
| Indice di colore (B-V) | A:1,99 / B:? / C:? |
| Età stimata | ? |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | A:+12,18 / B:12,33 / C:? |
| Magnitudine ass. |
|
| Parallasse | 289,5 ± 4,4 mas |
| Moto proprio | AR: 2364 mas/anno Dec: −2236 mas/anno |
| Velocità radiale | A:−60 km/s |
| Nomenclature alternative | |
EZ Aqr, Gl 866, LHS 68, LP 820-64, LPM 837, LTT 9122, LFT 1729, L 789-6, G156-31
| |
Ez Aquarii è un sistema formato da tre stelle posto a circa 11,26 anni luce nella costellazione dell'Aquario ad est di δ Aquarii scoperto da Willem Jacob Luyten. Il sistema è caratterizzato da uno dei più elevati valori di moto proprio.
Il sistema
[modifica | modifica wikitesto]Tutte le componenti sono nane rosse, con una massa totale del sistema pari al 34% di quella solare[3]. Risultano troppo deboli per essere osservabili ad occhio nudo.
Le stelle A e C costituiscono una binaria spettroscopica, hanno un periodo orbitale di solo 3,8 giorni e distano mediamente tra loro di circa 0,014 UA, vale a dire appena 2 milioni di chilometri[2][3].
La coppia di stelle AC e B hanno una distanza media tra loro compresa tra 0,41 e 0,77 au,[2] un'eccentricità orbitale di 0,437, un periodo orbitale di circa 2,25 anni e un'inclinazione visuale dalla terra di 112,4°[4].
Una ricerca eseguita con il Telescopio Spaziale Hubble non ha evidenziato la presenza di pianeti gioviani orbitanti attorno alle stelle del sistema[5].
Le componenti
[modifica | modifica wikitesto]EZ Aquarii A è una nana rossa variabile, è leggermente la più massiccia del sistema, ha una massa che è il 12% della massa solare, poco più di EZ Aquarii B (0,116 M⊙), mentre C, la compagna più vicina ad A, è la meno massiccia del sistema, con una massa del 9,5% di quella del Sole,[2] non molto superiore al limite necessario per fondere l'idrogeno nel suo nucleo.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- 1 2 G. Torres et al., Accurate masses and radii of normal stars: modern results and applications, in The Astronomy & Astrophysics Review, vol. 18, 1–2, 2010, pp. 67–126, DOI:10.1007/s00159-009-0025-1, arXiv:0908.2624. Dati su VizieR
- 1 2 3 4 5 6 Bartosz Gauza et al., GTC/CanariCam Deep Mid-infrared Imaging Survey delle stelle del nord entro 5 pc, in Astrophysical Journal, vol. 923, n. 1, 2021, DOI:10.3847/1538-4357/ac2c0a.
- 1 2 1999A&A...350L..39D Page L39, su articles.adsabs.harvard.edu. URL consultato il 3 febbraio 2026.
- ↑ 2000A&A...353..253W Page 253, su articles.adsabs.harvard.edu. URL consultato il 3 febbraio 2026.
- ↑ (EN) Daniel J. Schroeder, David A. Golimowski e Ryan A. Brukardt, A Search for Faint Companions to Nearby Stars Using the Wide Field Planetary Camera 2, in The Astronomical Journal, vol. 119, n. 2, 2000-02, pp. 906–922, DOI:10.1086/301227. URL consultato il 3 febbraio 2026.
Altri progetti
[modifica | modifica wikitesto]
Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su EZ Aquarii
Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) La descrizione del sistema sul sito SOLSTATION, su solstation.com (archiviato dall'url originale il 1º maggio 2023).
- (EN) I dati di EZ Aquarii sul sito SIMBAD, su simbad.u-strasbg.fr.
