Epsilon Lyrae: differenze tra le versioni
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Può essere facilmente separata in due componenti quando vista attraverso un binocolo, o anche a [[occhio nudo]] sotto un cielo eccellente. La stella più a [[nord]] è chiamata ε<sup>1</sup> e quella più a sud ε<sup>2</sup>; tutte e due distano circa 162 anni luce dalla Terra e orbitano tra loro. Quando viste ad un ingrandimento maggiore, tutte e due le stelle del sistema binario possono essere separate in due sistemi binari distinti; il sistema binario contiene così due stelle binarie che orbitano una sull'altra. La capacità di vedere tutte e quattro le componenti di questo sistema, viene spesso utilizzata per testare la potenza dei [[telescopi]], dato che le singole stelle doppie sono molto vicine tra loro: le stelle di ε<sup>1</sup> sono distanti 2.35 secondi d'arco (nel 2006), quelle di ε<sup>2</sup> sono separate dalla stessa misura (nello stesso anno). Dato che la prima misura ad alta precisione della loro orbita risale al [[1980]], tutte e due le binarie si sono mosse, da allora, solo di pochi gradi dalla loro [[posizione angolare]]. |
Può essere facilmente separata in due componenti quando vista attraverso un binocolo, o anche a [[occhio nudo]] sotto un cielo eccellente. La stella più a [[nord]] è chiamata ε<sup>1</sup> e quella più a sud ε<sup>2</sup>; tutte e due distano circa 162 anni luce dalla Terra e orbitano tra loro. Quando viste ad un ingrandimento maggiore, tutte e due le stelle del sistema binario possono essere separate in due sistemi binari distinti; il sistema binario contiene così due stelle binarie che orbitano una sull'altra. La capacità di vedere tutte e quattro le componenti di questo sistema, viene spesso utilizzata per testare la potenza dei [[telescopi]], dato che le singole stelle doppie sono molto vicine tra loro: le stelle di ε<sup>1</sup> sono distanti 2.35 secondi d'arco (nel 2006), quelle di ε<sup>2</sup> sono separate dalla stessa misura (nello stesso anno). Dato che la prima misura ad alta precisione della loro orbita risale al [[1980]], tutte e due le binarie si sono mosse, da allora, solo di pochi gradi dalla loro [[posizione angolare]]. |
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Le stelle che compongono ε1 hanno magnitudine 4.7 e 6.2 ed un [[periodo orbitale]] stimato di circa 1200 anni, che le colloca ad una distanza di circa 140 [[Unità astronomica|UA]]. Le componenti di ε2 hanno [[Magnitudine assoluta|magnitudine]] 5.1 e 5.5, ed un periodo orbitale di circa la metà rispetto a quelle di ε1. ε1 e ε2 non sono tra loro più vicine di 0.16 anni luce, ed impiegano centinaia di migliaia di anni per completare un'[[orbita]]. Un osservatore posto su di una delle due coppie, vedrebbe l'altra coppia brillare con la luce di un quarto di [[Luna]], a meno di un [[Grado d'arco|grado]] di distanza l'una dall'altra. |
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Un quinto componente di questo sistema, orbitante ad una delle stelle della coppia ε2, è stato scoperto con delle misure [[Interferometria|interferometriche]] nel 1985 e confermato in due successive osservazioni. A causa dei pochi dati non è stato possibile calcolarne l'orbita, ma il suo movimento rapido suggerisce un periodo orbitale di qualche decina di anni. La massima separazione osservata di 0.2 [[Arcosecondo|secondi d'arco]], ne preclude l'osservazione diretta. |
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Versione delle 20:30, 2 giu 2010
Epsilon Lyrae (ε Lyr / ε Lyrae), comunemente chiamata La doppia doppia, è un sistema quadruplo della costellazione della Lyra distante approsimativamente 162 anni luce dalla Terra.
Può essere facilmente separata in due componenti quando vista attraverso un binocolo, o anche a occhio nudo sotto un cielo eccellente. La stella più a nord è chiamata ε1 e quella più a sud ε2; tutte e due distano circa 162 anni luce dalla Terra e orbitano tra loro. Quando viste ad un ingrandimento maggiore, tutte e due le stelle del sistema binario possono essere separate in due sistemi binari distinti; il sistema binario contiene così due stelle binarie che orbitano una sull'altra. La capacità di vedere tutte e quattro le componenti di questo sistema, viene spesso utilizzata per testare la potenza dei telescopi, dato che le singole stelle doppie sono molto vicine tra loro: le stelle di ε1 sono distanti 2.35 secondi d'arco (nel 2006), quelle di ε2 sono separate dalla stessa misura (nello stesso anno). Dato che la prima misura ad alta precisione della loro orbita risale al 1980, tutte e due le binarie si sono mosse, da allora, solo di pochi gradi dalla loro posizione angolare.
Le stelle che compongono ε1 hanno magnitudine 4.7 e 6.2 ed un periodo orbitale stimato di circa 1200 anni, che le colloca ad una distanza di circa 140 UA. Le componenti di ε2 hanno magnitudine 5.1 e 5.5, ed un periodo orbitale di circa la metà rispetto a quelle di ε1. ε1 e ε2 non sono tra loro più vicine di 0.16 anni luce, ed impiegano centinaia di migliaia di anni per completare un'orbita. Un osservatore posto su di una delle due coppie, vedrebbe l'altra coppia brillare con la luce di un quarto di Luna, a meno di un grado di distanza l'una dall'altra.
Un quinto componente di questo sistema, orbitante ad una delle stelle della coppia ε2, è stato scoperto con delle misure interferometriche nel 1985 e confermato in due successive osservazioni. A causa dei pochi dati non è stato possibile calcolarne l'orbita, ma il suo movimento rapido suggerisce un periodo orbitale di qualche decina di anni. La massima separazione osservata di 0.2 secondi d'arco, ne preclude l'osservazione diretta.
Fonti
- (EN) en:The Double Double