Pi Sagittarii
| Pi Sagittarii | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Gigante brillante bianco-gialla |
| Classe spettrale | F2II[1] |
| Distanza dal Sole | 507 al |
| Costellazione | Sagittario |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 19h 09m 45,83293s |
| Declinazione | −21° 01′ 25,0103″ |
| Dati fisici | |
| Massa | 5,9 M⊙
|
| Temperatura superficiale | 6590[1] (media) |
| Età stimata | 67 milioni di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 2,89 |
| Magnitudine ass. | −3,08 (combinata) |
| Parallasse | 6,40 mas |
| Moto proprio | AR: −1,36 mas/anno Dec: −36,45 mas/anno |
| Velocità radiale | −9,8 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
19h 09m 45.83293s, -21° 01′ 25.0103″
Pi Sagittarii (Pi Sgr, π Sagittarii, π Sgr), conosciuta anche con il nome tradizionale di Albaldah, è la sesta stella più brillante della costellazione del Sagittario. La sua magnitudine apparente è +2,89 e dista 507 anni luce dal sistema solare[2]. Si tratta di un sistema stellare formato da tre stelle piuttosto vicine tra loro.
Osservazione[modifica | modifica wikitesto]
Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma di bassa declinazione: ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto a alte latitudini. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nel continente antartico. La sua magnitudine pari a 2,9 le consente di essere scorta con facilità anche dalle aree urbane di moderate dimensioni.
Data la sua vicinanza all'eclittica, la stella può essere occultata talvolta dalla Luna, e più raramente, da pianeti del sistema solare. La prossima occultazione da parte di un pianeta avrà luogo il 17 febbraio 2035 ad opera di Venere.
Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]
La componente principale del sistema, Pi Sagittarii A, è una stella gigante brillante di classe F2II. Ha una massa stimata in quasi 6 volte quella solare ed un'età di circa 67 milioni di anni[1]. Nel diagramma di Hertzsprung-Russell la stella si trova in un punto in cui le stelle si destabilizzano ed iniziano a pulsare come variabili Cefeidi. Si pensa che tra 1,5 milioni di anni Pi Sagittarii entrerà a far parte di questo gruppo di variabili.[3].
Le due compagne si trovano rispettivamente a 0,09 e 0,4 secondi d'arco dalla principale, che corrispondono, a quella distanza, a 13 e 57 au di distanza dalla componente principale. Non si conoscono molti dettagli delle due compagne, se non che Pi Sagittarii C, la più lontana, è di sesta magnitudine ed è probabilmente una stella di classe B9[3].
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b c Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B., Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 402, n. 2, 2010, pp. 1369-1379.
- ^ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
- ^ a b Albaldah (Stars, Jim Kaler)
