UV Ceti

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Jump to navigation Jump to search
UV Ceti
Classificazione nana rossa
Classe spettrale M6 V
Tipo di variabile a brillamento
Distanza dal Sole (8,73 ± 0,06) a.l.
Costellazione Balena
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta 1h 39m 1,3s
Declinazione −17° 57′ 1″
Dati fisici
Diametro medio 200 000 km
Raggio medio 0,14 R
Massa
2 × 1029 kg
0,10 M
Temperatura
superficiale
2 700 K (media)
Luminosità
4 × 10−3  L
Dati osservativi
Magnitudine app. +12,99
Magnitudine ass. +15,37
Parallasse 373,70 ± 2,70 mas
Moto proprio AR: 3321 mas/anno
Dec: 562 mas/anno
Velocità radiale +29,0 km/s
Nomenclature alternative
Luyten 726-8 B, Gliese 65 B, LHS 10, LTT 893, LFT 145, G 272-61 B.

Coordinate: Carta celeste 01h 39m 01.3s, -17° 57′ 01″

UV Ceti fa parte del sistema binario Luyten 726-8 ed è, come la sua compagna, BL Ceti, una piccola nana rossa (M6.0 V) con solo il 10% della massa solare, il 14% del suo diametro e meno di 4/100 000 della sua luminosità. UV Ceti ha una magnitudine apparente di +13,02 e una magnitudine assoluta di +15,96. Nomenclature alternative per questa stella sono: Luyten 726-8 B, Gliese 65 B, G272-61 B, LHS 10, NS 0139-1757 B, LDS 868 e Stella variabile di Luyten.

UV Ceti percorre[1] un'orbita fortemente ellittica (e=0,62) e con asse maggiore di 11 UA (oltre 1,6 miliardi di km) con un periodo di 26,5 anni.

UV Ceti è un esempio estremo di stella variabile in grado di aumentare la luminosità di cinque volte in meno di un minuto, per poi tornare in due o tre minuti alla luminosità normale, oppure variare improvvisamente di nuovo dopo diverse ore. Nel 1952, UV Ceti venne osservata variare 75 volte la sua normale luminosità in solo 20 secondi. Costituisce il prototipo delle stelle variabili a brillamento che vengono anche definite variabili di tipo UV Ceti.

I brillamenti di UV Ceti, scoperti da E. Carpenter nel 1948, erano di notevole intensità: non si era ancora in grado di distinguere quale delle due stelle avesse aumentato la propria luminosità, ma il 7 dicembre 1948 si vide che in poco più di tre minuti l'intensità luminosa dell'insieme delle due stelle era aumentata di 12 volte: dalla magnitudine 14,7 alla 12. Studi successivi rivelarono brillamenti ancora più intensi, in grado di elevare la stella, in almeno un'occasione (24 settembre 1952), fino alla magnitudine 6,8 quasi alla soglia del visibile ad occhio nudo.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ The astronomic journal - giugno 1988 - Volume 95 Numero 6 - Parallax, orbit, and mass of the visual binary L726-8 - David W. Geyer ed altri - Copia on-line dell'articolo: http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1988aj.....95.1841g&data_type=pdf_high&type=printer

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]

Stelle Portale Stelle: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni