Epsilon Arietis
| Epsilon Arietis A / B / C | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | stea multiplă |
| Clasa spectrală | A2Vs / A2Vs / K7V |
| Distanța de la Soare | 330 de ani lumină |
| Constelaţie | Berbec |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000.0 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 02 h 59 m 12.725 s |
| Declinaţie | + 21 ° 20 ′ 25,56 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 3,6 / 3 /? [1] R ⊙ |
| Masa | |
| Luminozitate | 80/55 / 0,3 L ⊙ |
| Metalicitate | 93% din Soare |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | 4.35 (combinat) 5,17 / 5,57 [2] / 12,70 [3] |
| Magnitudine abs. | 0,4 |
| Parallax | 9,81 ± 0,79 max |
| Motocicletă proprie | AR : -13,74 mase / an Dec : -5,12 mase / an |
| Viteza radială | 0,90 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
02 h 59 m 12.725 s , + 21 ° 20 ′ 25.56 ″
Epsilon Arietis ( ε Ari / ε Arietis ) este o stea de magnitudine 4,66 situată în constelația Berbecului . Este la aproximativ 330 de ani lumină distanță de sistemul solar . Este un sistem stelar cu cele principale formând un binar vizual cu o perioadă de 1216 ani. [2] [1]
Observare
Este o stea situată în emisfera cerească nordică; datorită poziției sale nu boreale puternice, poate fi observat din majoritatea regiunilor Pământului , deși observatorii din emisfera nordică sunt mai avantajați. În apropierea cercului arctic apare circumpolar , în timp ce este întotdeauna invizibil doar în apropierea Antarcticii . Magnitudinea sa egală cu 4,66 înseamnă că poate fi văzut doar cu un cer suficient de liber de efectele poluării luminoase .
Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile cuprinse între sfârșitul lunii octombrie și aprilie; din ambele emisfere perioada de vizibilitate rămâne aproximativ aceeași, datorită poziției stelei nu departe de ecuatorul ceresc.
Duplicitatea stelei a fost descoperită în 1827 de Otto Struve , când separarea dintre cele două componente a fost de doar 0,5 "(comparativ cu 1,4" în 2016) definindu-l ca fiind "cel mai îngust" dintre duble. [1] Chiar și separarea efectivă este totuși un test bun pentru telescoapele amatorilor, întrucât este necesară o vedere bună pentru a detecta duplicitatea acesteia.
Caracteristici fizice
Stelele principale ale sistemului sunt două stele albe de secvență principală de tip spectral A2V, foarte asemănătoare, cu mase respectiv pentru A și B, de 2,7 și 2,5 ori mai mari decât Soarele. Separate vizual cu 1,4 secunde de arc, acestea sunt în medie la 228 UA distanță, chiar dacă excentricitatea orbitală ridicată îi determină să se apropie de 156 UA și să se îndepărteze până la 300 UA la afeliu . Perioada orbitală este de aproximativ 1216 ani. [2]
Mult mai departe se află o stea cu magnitudinea a treisprezecea, probabil din clasa K7, la aproximativ 15.000 UA de perechea principală, făcând astfel sistemul să semene cu cel alcătuit din Alpha Centauri și Proxima . La această distanță este nevoie de cel puțin 800.000 de ani pentru a se învârti în jurul perechii principale. De la suprafața unei planete locuite care o orbitează, A și B ar apărea fiecare de două ori mai strălucitoare decât Venus văzută de pe Pământ , separate pe cer cu 4 minute de arc. [1]
Notă
Elemente conexe
linkuri externe
- Epsilon Arietis SIMBAD
- Eps Arietis A SIMBAD
- Eps Arietis B SIMBAD
