Lambda Lupi
| Lambda Lupi | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella azzurra di sequenza principale |
| Classe spettrale | B3 V (Componente A) B3 V (Componente Ba) |
| Distanza dal Sole | 800 anni luce (250 parsec) |
| Costellazione | Lupo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 15h 08m 50,61639s[1] |
| Declinazione | −45° 16′ 47,4950″[1] |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Velocità di rotazione | 135 km/s (Componente A) |
| Età stimata | 28,1±4,1 Ma |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +4,04 |
| Magnitudine ass. | −2,75 |
| Parallasse | 4,20±0,66 mas |
| Velocità radiale | 9,80±1,78 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
15h 08m 50.61639s, -45° 16′ 47.495″
Lamda Lupi (λ Lupi, λ Lup) è una stella tripla gerarchica[2] situata nella costellazione del Lupo. Il sistema è uno dei membri dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, e più precisamente del sottogruppo Centauro superiore-Lupo,[3] e la sua velocità peculiare di 27,4±4,9 km/s rispetto ai sistemi vicini fa ritenere che esso possa essere una stella fuggitiva. Situata a circa 800 anni luce dal sistema solare, la sua magnitudine apparente pari a +4,04 fa sì che questa stella sia visibile a occhio nudo nell'emisfero australe.[4]
Caratteristiche fisiche[modifica | modifica wikitesto]
In quanto stella tripla gerarchica, Lambda Lupi è formata da una stella singola (λ Lup A) e una stella binaria (λ Lup B), che in questo caso particolare è una binaria spettroscopica a doppia linea,[2] in cui quindi sono visibili le linee spettrali di entrambe le stelle, che percorrono un'orbita attorno ad un centro di massa comune. In particolare, le due stelle girano l'una attorno all'altra con un periodo di 70,8 anni su un'orbita avente un'eccentricità pari a 0,63.[5]
Sia la componente principale del sistema, λ Lup A, avente una magnitudine apparente di 4,43, sia la componente principale della stella binaria, λ Lup Ba, la cui magnitudine apparente è invece pari a 5,23, sono stelle azzurre di classe principale, di classe spettrale B3 e classe di luminosità V, e hanno una massa pari a 8,14 e 5,84 masse solari rispettivamente.[6]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction, in Astronomy and Astrophysics, vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664, Bibcode:2007A&A...474..653V, DOI:10.1051/0004-6361:20078357, arXiv:0708.1752.
- ^ a b C. Nitschelm, Discovery and confirmation of some double-lined spectroscopic binaries in the Sco-Cen Complex, in R. W. Hilditch (a cura di), Spectroscopically and Spatially Resolving the Components of the Close Binary Stars, Proceedings of the Workshop held 20-24 October 2003 in Dubrovnik, Croatia, ASP Conference Series, vol. 318, Società Astronomica del Pacifico, Dicembre 2004, pp. 291-293, Bibcode:2004ASPC..318..291N.
- ^ S. C. Wolff et al., Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions, in The Astronomical Journal, vol. 133, n. 3, 2007, pp. 1092-1103, Bibcode:2007AJ....133.1092W, DOI:10.1086/511002, arXiv:astro-ph/0702133.
- ^ 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 2001, pp. 190-200, Bibcode:2011MNRAS.410..190T, DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x, arXiv:1007.4883.
- ^ A. Tokovinin, Speckle Interferometry and Orbits of "Fast" Visual Binaries, in The Astronomical Journal, vol. 144, n. 2, 2012, pp. 56, Bibcode:2012AJ....144...56T, DOI:10.1088/0004-6256/144/2/56, arXiv:1206.1882.
- ^ T. W. Edwards, MK classification for visual binary components, in The Astronomical Journal, vol. 81, n. 2, Aprile 1976, pp. 245-249, Bibcode:1976AJ.....81..245E, DOI:10.1086/111879.
