HD 208177
| HD 208177 A / B | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | nana bianco-gialla |
| Classe spettrale | F5IV C ~ |
| Distanza dal Sole | 227 anni luce |
| Costellazione | Aquario |
| Redshift | -0,000053 ± 0,000017 |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 21h 54m 35,9147s |
| Declinazione | -03° 18′ 04,580″ |
| Lat. galattica | -41,5394° |
| Long. galattica | 054,4916° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 2,75 R⊙ |
| Massa | 1,63 / 0,32 M⊙
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| Acceleraz. di gravità in superficie | 3,77 logg |
| Temperatura superficiale |
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 6,25 |
| Magnitudine ass. | 2,03 |
| Parallasse | 14,35 ± 0,98 mas |
| Moto proprio | AR: 26,66 ± 1,13 mas/anno Dec: -33,04 ± 0,50 mas/anno |
| Velocità radiale | -16 ± 5 km/s |
| Nomenclature alternative | |
HD 208177 è una stella di magnitudine 6,25 situata nella costellazione dell'Aquario. Dista 227 anni luce dal sistema solare.
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine pari a 6,2, non è osservabile ad occhio nudo; per poterla scorgere è sufficiente comunque anche un binocolo di piccole dimensioni, a patto di avere a disposizione un cielo buio.
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]HD 208177 è un sistema stellare formato da due componenti, con la principale che è una nana bianco-gialla con una massa del 63% superiore a quella solare e magnitudine assoluta di 2,03. La secondaria di magnitudine 9,1 e separata da 17,6 secondi d'arco da A, è probabilmente una debole nana rossa con una massa di circa 0,32 M⊙, che ruota attorno alla principale in un periodo superiore ai 200.000 anni.[1]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ Andrei Tokovinin, From binaries to multiples. II. Hierarchical multiplicity of F and G dwarfs, in The Astronomical Journal, vol. 147, n. 4, aprile 2014, DOI:10.1088/0004-6256/147/4/87.
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.
