Pi Scorpii
| Pi Scorpii | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Stea albastră a secvenței principale |
| Clasa spectrală | B1V / B2V |
| Tipul variabilei | Beta Lyrae |
| Perioada de variabilitate | 1,57 zile [1] |
| Distanța de la Soare | 459 ± 54 de ani lumină |
| Constelaţie | Scorpionul |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 15 h 58 m 51,11 s |
| Declinaţie | -26 ° 06 ′ 50,78 ″ |
| Lat. galactic | + 20,23 ° |
| Lung. galactic | 347,21 ° |
| Date fizice | |
| Raza medie | 5/4 R ⊙ |
| Masa | |
| Perioada de rotație | 1,8 zile |
| Viteza de rotație | 161/129 km / s |
| Temperatura superficial | 25.000 / 21.000 K (medie) |
| Luminozitate | 10.000 / 3.000 L ⊙ |
| Indicele de culoare ( BV ) | -0.19 |
| Metalicitate | ? |
| Vârsta estimată | ? |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +2,89 |
| Magnitudine abs. | -3,7 / -2,5 [2] |
| Parallax | 7,10 ± 0,84 max |
| Motocicletă proprie | AR : -12,00 mase / an Dec : -25,71 mase / an |
| Viteza radială | -3 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
coordonate : 
15 h 58 m 51,11 s , -26 ° 06 ′ 50,78 ″
Pi Scorpii ( π Sco / π Scorpii ) este un sistem stelar , compus din trei componente, ale constelației Scorpionului . În ciuda faptului că pare destul de strălucitoare , este doar a zecea stea în ordinea strălucirii din constelație. Acest lucru se datorează bogăției stelelor cu o magnitudine aparentă mai mică de 3 de care se poate lăuda Scorpionul. Pi Scorpii are, de asemenea, un nume propriu ( Vrischika ), care este însă rar folosit.
Observare
Pi Scorpii este una dintre cele trei stele strălucitoare, cuprinse între magnitudinea 2 și magnitudinea 3, care formează un arc care se extinde de la nord la sud în partea de nord-vest a constelației Scorpionului. Începând din nord puteți vedea Graffias , Dschubba și în cele din urmă Pi Scorpii, acesta din urmă fiind cel mai slab dintre cei trei. Deși strălucește la o magnitudine de 2,89, este depășit în constelație, care se mândrește cu cel mai mare număr de stele sub magnitudinea 3, precum și de Graffias și Dschubba, de alte șase stele, inclusiv Antares (α Scorpii), Shaula (λ Scorpii) și Sargas (θ Scorpii).
Fiind situat la 26 ° sub ecuatorul ceresc , Pi Scorpii este o stea a emisferei sudice . Cu toate acestea, posibilitățile sale de observare în emisfera nordică sunt destul de largi. De fapt, este observabil până la al 64-lea paralel N, adică până aproape de cercul arctic . Doar o mare parte din Groenlanda , regiunile cele mai nordice ale Canadei și Rusiei , precum și Islanda și părți din Suedia și Norvegia sunt excluse. Pe de altă parte, aceeași declinare implică faptul că este circumpolară doar la sud de 64 de paralele S, adică numai în regiunile continentului antarctic .
Cele mai bune luni pentru observarea acesteia sunt cele corespunzătoare verii nordice, din mai până în august.
Mediul galactic
Pi Scorpii face parte, ca multe stele strălucitoare din constelația Scorpionului, din asociația stelară Scorpius-Centaurus , cea mai apropiată asociație OB de Pământ . Această asociație este foarte extinsă, fiind alcătuită din poate 1.200 de stele cu mase egale sau mai mari de 15 M ☉ . S-au format într-un timp cuprins între 5 și 17-22 milioane de ani. Cele mai masive stele din asociație probabil au explodat deja în supernove , ceea ce a dat naștere unor fenomene de formare a stelelor.
Asociația Scorpius-Centaurus este împărțită în trei subgrupuri de stele, numite Scorpion superior, Centaur superior -Lup și Centaur inferior-Cruce . Pi Scorpii face parte din primul dintre aceste subgrupuri, cunoscut și sub numele de Asociația Antares , deși nu este clar dacă Antares face parte sau nu din subgrup. Asociația superioară Scorpion, care include stelele plasate în fruntea Scorpionului, este cel mai tânăr subgrup din cele trei, având o vârstă de aproximativ 5 milioane de ani. Distanța medie a subgrupului de Pământ este de aproximativ 400-500 de ani lumină . Pi Scorpii, în special, este la aproximativ 459 ± 54 de ani lumină distanță de noi.
Caracteristici
Sistem
Un telescop de dimensiuni medii poate separa două dintre cele trei componente ale lui Pi Scorpii. Au o luminozitate foarte diferită: principala apare ca o stea albastră strălucitoare cu magnitudinea 2,89, în timp ce secundara este o stea portocalie slabă cu magnitudinea aparentă 12,2. Cele două componente sunt distanțate la 50 de secunde de arc . Principalul se numea Pi Scorpii A , secundarul Pi Scorpii B.
Pi Scorpii A
Pi Scorpii A este la rândul său un binar spectroscopic format dintr-o componentă mai masivă a clasei spectrale B1V și o altă componentă mai puțin masivă a clasei spectrale B2V. Deși duplicitatea Pi Scorpii A este cunoscută încă din 1899 [3] , studiul acestui sistem s-a dovedit deosebit de dificil din cauza apropierii extreme a celor două componente și a similitudinii spectrului lor.
De fapt, din 1902 s-a stabilit că perioada orbitei celor două componente unul în jurul celuilalt este de doar 1,57 zile, semn că componentele sunt remarcabil de apropiate. Se calculează că acestea sunt distanțate la doar 15 R ⊙ [4] . Deoarece razele celor două stele sunt estimate să fie respectiv 4 și 5 R ⊙ , distanța dintre cele două suprafețe stelare este de numai 6 R ⊙ , adică aproximativ 4,2 milioane de km. Cele două componente, care se orbitează reciproc, se eclipsează reciproc, astfel încât Pi Scorpii își variază luminozitatea de la magnitudine +2,87 la +2,92. Din acest motiv, Pi Scorpii A este definit ca o variabilă de tip Beta Lyrae . Aceste variabile sunt stele duble de mare masă, foarte apropiate unele de altele. De obicei, apropierea lor este de așa natură încât forma celor două stele este distorsionată drastic de forța gravitațională : au o formă eliptică și există o cantitate mare de materie care curge de la o componentă la alta.
Nu există o estimare a temperaturilor de suprafață ale celor două stele, dar din clasa lor spectrală și luminozitatea lor aparentă se poate presupune că suprafața primarului are o temperatură de 25.000 K și cea a secundarului 21.000 K, ceea ce dă atât le-au o culoare albastră.-albastru. Dacă aceste valori sunt corecte, din ele și din razele presupuse se poate deduce că primara are o luminozitate de 10.000 de ori mai mare decât cea a Soarelui , în timp ce secundara este de 3.000 de ori mai strălucitoare decât steaua noastră. Masele celor două componente ale Pi Scorpii A sunt estimate a fi respectiv 11 și 9 M ⊙ [4] .
Așa cum se întâmplă adesea în cazul unor astfel de stele apropiate, rotația celor două componente este sincronă, astfel încât acestea să aibă întotdeauna aceeași față: în special, cea principală se va roti la ecuator la o viteză de 161 km / s, în timp ce o componentă mai puțin masivă s-ar roti la 129 km / s [4] . Dacă da, cele două stele ar finaliza o rotație în 1,8 zile. Această valoare este în acord echitabil cu perioada orbitală calculată de 1,57 zile.
Orbita, înclinată cu 42 ° față de viziunea noastră, este probabil circulară, adică lipsită de excentricitate .
Deoarece masa limită dincolo de care stelele, la sfârșitul existenței lor, explodează în supernove este de 8-10 M ⊙ , cea mai masivă componentă a Pi Scorpii A, care depășește această limită, ar trebui să aibă această soartă, în timp ce cea mai puțin masivă are o soartă nesigură, deoarece ar putea exploda și într-o supernovă sau să devină un pitic alb O-Ne-Mg . Cu toate acestea, etapele finale ale existenței celor două componente ale Pi Scorpii A vor fi, probabil, puternic influențate de apropierea lor considerabilă. Deoarece cu cât o stea este mai masivă, cu atât va petrece mai puțin timp în secvența principală , cea principală a lui Pi Scorpii A va ieși primul și va începe să devină un supergigant . Cu toate acestea, în acest proces de evoluție , își va crește raza, depășind lobul Roche , adică limita dincolo de care straturile sale exterioare ajung să cadă pe cealaltă stea. Acest lucru va produce un transfer considerabil de materie de la o stea la alta, până la punctul în care, în perioade destul de scurte (jumătate de milion de ani), la scară astronomică, ceea ce este în prezent secundar ar putea deveni cea mai masivă stea a perechii. În acest moment, cel care este în prezent principal poate să nu mai aibă suficientă masă pentru a exploda într-o supernovă și poate, în schimb, să devină o pitică albă masivă. Ceea ce, însă, atunci când cel care este în prezent secundar părăsește secvența principală, ar putea primi materia de la ea pentru același proces pentru care a cedat la rândul său. Apoi ar putea exploda într-o supernovă puternică de tip Ia , suficient de puternică pentru a distruge tovarășul său apropiat.
Pi Scorpii B
Pi Scorpii B este o stea de secvență principală din clasa spectrală K, cu o masă mai mică decât cea a Soarelui. Se află la 8.000 UA de la Pi Scorpii A (adică aproximativ 1.200 miliarde de km) și completează o orbită la fiecare 160.000 în jurul ei. Ani.
Nebuloasă
Pi Scorpii este asociat cu o nebuloasă extinsă de emisie și reflexie , vizibilă pe partea sa sudică și cunoscută sub numele de Sh2-1 . Reflectând lumina care vine de la Pi Scorpii, aceasta capătă o culoare albastră, ca cea a stelei incitante. Observațiile efectuate asupra frecvenței ultraviolete [5] , au permis identificarea a două regiuni HI și a două regiuni H II . Primii doi constau din doi nori de gaz rece (aproximativ 80 K) și puțin ionizați . În schimb, regiunile H II sunt cele mai apropiate de Pi Scorpii A. Una dintre aceste regiuni este identificată cu sfera Strömgren , care înconjoară steaua și care are o rază calculată în 1,8 buc . Este un gaz foarte ionizat și foarte fierbinte (deși valoarea calculată de 19.000 K pare prea mare, deoarece aceste regiuni au de obicei temperaturi în jur de 10.000 K). Această regiune pare, de asemenea, să aibă o densitate foarte inegală. Cealaltă regiune H II pare să fie mai răspândită.
Notă
- ^ C. Hetzler, RD Summers, O perioadă îmbunătățită pentru scorpii binari spectroscopici. , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 71, 1959, pp. 50-52, DOI : 10.1086 / 127333 . Adus la 16 martie 2010 .
- ^ SJ Inglis, A Study of the Spectrum of π Scorpii , în Publicații ale Societății Astronomice din Pacific , vol. 68, 1956, pp. 259-263, DOI : 10.1086 / 126929 . Adus la 16 martie 2010 .
- ^ CE Pickering Cincizeci și patru Raport anual al Directorului Observatorului Astronomic al Colegiului Havard pentru 1899 , p. 7
- ^ a b c DJ Stickland, C. Lloyd, RH Koch, I. Pachoulakis, Spectroscopic orbits binary from ultraviolet radial speeds Paper 23: Pi Scorpii (HD 143018) , în The Observatory , vol. 116, 1996, pp. 387-391. Adus la 16 martie 2010 .
- ^ C. Joseph, E. Jenkins, Liniile interstelare ultraviolete din spectrul Pi Scorpii înregistrate la rezoluție de 2 kilometri pe secundă , în Astrophysical Journal , vol. 368, 1991, pp. 201-214, DOI : 10.1086 / 169684 . Adus pe 19 martie 2010 .
linkuri externe
- ( RO ) Date de Pi Scorpii pe SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr .
- ( EN ) Descrierea Pi Scorpii de către prof. Jim Kaler , la stars.astro.illinois.edu . Adus 18.03.2010 .
