Epsilon Lupi
| Epsilon Lupi A / B / C | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella multipla |
| Classe spettrale | B2IV-V |
| Distanza dal Sole | 499 anni luce |
| Costellazione | Lupo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 15h 22m 40,868s |
| Declinazione | -44° 41′ 22,61″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 4,7 / 3,8 / ?[1] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale |
|
| Età stimata | 23,6 milioni di anni[3] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +3,37 (combinata) |
| Magnitudine ass. | -2,55 (A+B)[4] |
| Parallasse | 6,37 mas |
| Moto proprio | AR: -22,86 mas/anno Dec: -18,87 mas/anno |
| Velocità radiale | 7,90 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Epsilon Lupi (ε Lup, ε Lupi) è un sistema stellare nella costellazione del Lupo. Con una magnitudine apparente di 3,37 è la quinta stella più luminosa della propria costellazione. Dista 500 anni luce circa dal sistema solare[4] e, come α Lupi, β Lupi e η Lupi, è parte dell'associazione Scorpius-Centaurus, e in particolare del gruppo Centauro superiore-Lupo[5].
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]La sua posizione è fortemente australe e ciò comporta che la stella sia osservabile prevalentemente dall'emisfero sud, dove si presenta circumpolare anche da gran parte delle regioni temperate; dall'emisfero nord la sua visibilità è invece limitata alle regioni temperate inferiori e alla fascia tropicale. La sua magnitudine pari a +3,37 le consente di essere scorta senza difficoltà anche dai piccoli e medi centri urbani.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine marzo e agosto; nell'emisfero sud è visibile anche verso l'inizio della primavera, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata in particolare durante i mesi tardo-primaverili boreali.
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]Epsilon Lupi è un sistema stellare costituito da tre diverse stelle. Due di esse possono essere risolte visivamente, anche se la loro separazione è di appena 0,3 secondi d'arco. Il tipo spettrale combinato è B2IV- V, con una differenza di 1,5 magnitudini tra le due stelle. A sua volta, la componente principale, chiamata Epsilon Lupi A, è una binaria spettroscopica con un periodo orbitale di 4,56 giorni. La terza stella, chiamata Epsilon Lupi B, più distante, compie invece un'orbita attorno alla coppia principale ogni 740 anni[2] [6].
La luminosità del sistema è 4100 volte maggiore di quella del Sole[7], mentre le masse delle tre stelle sono simili, comprese tra 7 e 8,5 volte la massa solare[2].
La componente secondaria della coppia stretta pare mostrare pulsazioni tipiche da variabile Beta Cephei, con una periodicità di 10,36 cicli al giorno[1].
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b K. Uytterhoeven et al., The orbit of the close spectroscopic binary epsilon Lup and the intrinsic variability of its early B-type components, in Astronomy and Astrophysics , vol. 440, n. 1, settembre 2006, pp. 249–260, DOI:10.1051/0004-6361:20053009.arΧiv:astro-ph/0507376
- ^ a b c A. Tokovinin, A., Comparative statistics and origin of triple and quadruple stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 389, n. 2, 2008, pp. 925-938.
- ^ N. Tetzlaff et al., A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 410, n. 1, gennaio 2011, pp. 190–200, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x.
- ^ a b Erik Anderson, Charles Francis, XHIP: An Extended Hipparcos Compilation, in Astronomy Letters, 23 marzo 2012.arΧiv:1108.4971
- ^ Adelina Gutierrez-Moreno; Hugo Moreno, A photometric investigation of the Scorpio-Centaurus association, in Astrophysical Journal Supplement, vol. 15, giugno 1968, p. 459, DOI:10.1086/190168.
- ^ (EN) Discovery of extraordinary X-ray emission from magnetospheric interaction in the unique binary stellar system 𝜖 Lupi
- ^ Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F., Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants, in Astronomische Nachrichten, vol. 331, n. 4, aprile 2010, p. 349, DOI:10.1002/asna.200911355.
