HD 77258
| HD 77258 | |
|---|---|
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| Classificazione | gigante arancione |
| Classe spettrale | G8-K1III [1] |
| Distanza dal Sole | 201 anni luce |
| Costellazione | Vele |
| Redshift | -0,000022 ± 0,000003 |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 09h 00m 05,4086s |
| Declinazione | -41° 15′ 12,979″ |
| Lat. galattica | +03,1819° |
| Long. galattica | 263,3332° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 7,24 R⊙ |
| Massa | 2,37 M⊙
|
| Acceleraz. di gravità in superficie | 3,09 logg |
| Temperatura superficiale | 5888,44 K (media) |
| Metallicità | 0,72±0,15[2] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,47 |
| Magnitudine ass. | 0,52 |
| Parallasse | 16,19 ± 0,53 mas |
| Moto proprio | AR: -40,67 ± 0,44 mas/anno Dec: 54,59 ± 0,40 mas/anno |
| Velocità radiale | -6,5 ± 0,9 km/s |
| Nomenclature alternative | |
HD 77258, N30 2123, TD1 13418, GSC 07685-02720, PLX 2161, TYC 7685-2720-1, CD -40 4810, HIC 44191, PPM 313858, UBV 8716, CPC 0 6844, HIP 44191, ROT 1419, UBV M 15007, CPD -40 3044, HR 3591, SAO 220730,[3] uvby98 100077258, FK5 1234, IRAS 08582-4103, SBC7 363, GC 12451, JP11 1745, SBC9 549, GCRV 5922, 2MASS J09000541-4115131
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Coordinate: 
09h 00m 05.4086s, -41° 15′ 12.979″
HD 77258 (nota anche come w Velorum) è una stella gigante arancione binaria di magnitudine 4,45[4] situata nella costellazione delle Vele. In base alle recenti misurazioni della parallasse stellare, la sua distanza dal sistema solare è stimata in 218 anni luce.[5]
Osservazione[modifica | modifica wikitesto]
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe. La sua posizione moderatamente australe fa sì che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero sud, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero boreale la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale. La sua magnitudine pari a 4,45 fa sì che possa essere scorta a occhio nudo 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 febbraio e giugno; nell'emisfero sud è visibile anche per buona parte dell'inverno, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata limitatamente durante i mesi primaverili boreali.
Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]
La stella è una gigante arancione; possiede una magnitudine assoluta di 0,52 e la sua velocità radiale negativa indica che la stella si sta avvicinando al sistema solare. Il valore della velocità radiale non è conosciuto con esattezza, ma si stima che sia attorno a ~7 km/s.[4]
La variazione della velocità radiale del sistema venne stimata per la prima volta nel 1904 da H. K. Palmer. Si tratta di una binaria spettroscopica a linea singola con un periodo orbitale di 74,14 giorni un'eccentricità di appena 0,00085, il che indica che l'orbita è praticamente circolare.[1]
La componente visibile ha una classificazione stellare di G8-K1III,[1] che corrisponde a uno dei tipi estremi di stella gigante di tipo G. Si trova quindi in uno stadio avanzato di evoluzione stellare, indicando che la stella ha esaurito la riserva di idrogeno nel nucleo, si è raffreddata e quindi allontanata dalla sequenza principale. Nel 1975, è stato rilevato che lo spettro corrisponde a quella di una stella peculiare.[6]
Il livello del flusso ultravioletto che proviene dal sistema stellare indica che la compagna è una calda stella di tipo A6.5 or A7.[7] Il sistema è inoltre una sorgente di emissione di raggi X.[8]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b c J. B. Hearnshaw, Siramas Komonjinda, J. Skuljan e P. M. Kilmartin, A study of non-Keplerian velocities in observations of spectroscopic binary stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 427, n. 1, 2012, pp. 298–310, Bibcode:2012MNRAS.427..298H, DOI:10.1111/j.1365-2966.2012.21802.x, arXiv:1211.5527.
- ^ András Gáspár, George H Rieke e Nicholas Ballering, The Correlation between Metallicity and Debris Disk Mass, in The Astrophysical Journal, vol. 826, n. 2, 2016, pp. 171, Bibcode:2016ApJ...826..171G, DOI:10.3847/0004-637X/826/2/171, arXiv:1604.07403.
- ^ HD 77258, in SIMBAD, Centre de données astronomiques de Strasbourg. URL consultato il 5 ottobre 2019.
- ^ a b E. Anderson e Ch. Francis, XHIP: An extended hipparcos compilation, in Astronomy Letters, vol. 38, n. 5, 2012, pp. 331, Bibcode:2012AstL...38..331A, DOI:10.1134/S1063773712050015, arXiv:1108.4971.
- ^ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration), Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties, in Astronomy & Astrophysics, vol. 616, A1, agosto 2018, Bibcode:2018A&A...616A...1G, DOI:10.1051/0004-6361/201833051, arXiv:1804.09365.
- ^ S. Malaroda, Study of the F-type stars. I. MK spectral types., in Astronomical Journal, vol. 80, agosto 1975, pp. 637–641, Bibcode:1975AJ.....80..637M, DOI:10.1086/111786.
- ^ Sidney B. Parsons e Thomas B. Ake, Ultraviolet and Optical Studies of Binaries with Luminous Cool Primaries and Hot Companions. V. The Entire IUE Sample, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 119, n. 1, novembre 1998, pp. 83–104, Bibcode:1998ApJS..119...83P, DOI:10.1086/313152.
- ^ N. Pizzolato, A. Maggio e S. Sciortino, Evolution of X-ray Activity of 1-3 M_odot Late-Type Stars in Early Post-Main-Sequence Phases, in R. A. Donahue e J. A. Bookbinder (a cura di), The Tenth Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, ASP Conference Series, vol. 154, 1998, p. 1146, Bibcode:1998ASPC..154.1146P.
