41 Tauri
| 41 Tauri | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella peculiare |
| Classe spettrale | Ap C ~[1] |
| Tipo di variabile | α2 Canum Venaticorum[2] |
| Periodo di variabilità | 7,227424 giorni[2] |
| Distanza dal Sole | 404 anni luce |
| Costellazione | Toro |
| Coordinate | |
| Ascensione retta | 04h 06m 36,413s[1] |
| Declinazione | +27° 35′ 59,610″[1] |
| Lat. galattica | 167,428°[1] |
| Long. galattica | -17,959°[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 3,54[3] R⊙ |
| Massa | |
| Periodo di rotazione | 7,227424 giorni[5][6] |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Indice di colore (B-V) | U-B: -0,48 B-V: 0,13[9] |
| Metallicità | [Fe/H]: 0,43[7] |
| Età stimata | 146 milioni di anni[10] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 5,150 (max) ÷ 5,220 (min)[2] |
| Magnitudine ass. | −0,37 |
| Parallasse | 8,0667 ± 0,1063 mas[1] |
| Moto proprio | AR: 21,153 ± 0,139 mas/anno Dec: -51,792 ± 0,068 mas/anno[1] |
| Velocità radiale | -2,0 ± 2 km/s[1] |
| Nomenclature alternative | |
41 Tauri (41 Tau), indicata anche come GS Tauri nella nomenclatura delle stelle variabili, è una binaria spettroscopica, di magnitudine 5,2 situata nella costellazione del Toro. La sua distanza dal sistema solare è stimata sui 404 anni luce.
La primaria è stella peculiare di classe A[1] e una stella variabile di tipo α2 Canum Venaticorum.[2]
Osservazione
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41 Tauri è situata nell'emisfero boreale celeste; grazie alla sua posizione non fortemente boreale, può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero nord siano più avvantaggiati. Nei pressi del circolo polare artico appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità dell'Antartide. Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine ottobre e aprile; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
41 Tauri ha magnitudine pari a 5,2,[1] che la pone al limite della visibilità ad occhio nudo; pertanto per essere osservata senza l'ausilio di strumenti occorre un cielo limpido e possibilmente senza Luna. Sebbene sia una stella doppia, le due componenti non sono risolvibili. È una stella variabile, la cui luminosità varia tra le magnitudini di 5,150 (max) e 5,220 (min) in 7,2 giorni.[2]
Nell'astronomia cinese, 41 Tauri è stata talvolta indicata come la quinta componente[11] dell'asterismo composto da χ Tauri, ψ Tauri, 44 Tauri e φ Tauri e denominato 礪石S, Lì DànP, lett. "cote"[12] o Lishi[11] (nella casa della Chioma, corrispondente alle Pleiadi).
Sistema stellare
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41 Tauri è un sistema multiplo costituito da due componenti. Fu identificato come composto da una binaria spettroscopica nel 1920 da un gruppo di astronomi canadesi del Dominion Astrophysical Observatory, diretti da John Stanley Plaskett.[13]
Negli anni sessanta e settanta, il sistema fu oggetto di osservazioni volte a determinarne le caratteristiche orbitali. Una prima stima del periodo di rotazione, valutato in 11,94 giorni, fu data nel 1962 dall'astronomo austriaco Karl D. Rakos, grazie ad osservazioni ottenute dall'osservatorio Lowell.[14] Sebbene tale valore sia stato sostanzialmente confermato dieci anni dopo da C. Blanco e F. A. Catalano dell'osservatorio astrofisico di Catania,[9] si è rivelato sbagliato. Nel 1973, l'astronoma statunitense Sidney C. Wolff dimostrò che il sistema è in rotazione sincrona, ovvero che il periodo di rotazione di ciascuna stella coincide col periodo di rivoluzione attorno al comune centro di massa.[15] Inoltre, determinò tale periodo in 7,227 giorni, confermato nel 1984[5] e oggi ritenuto il valore corretto, salvo l'esser stata raggiunta una maggiore precisione nella misura.[6]
Sempre nel 1973, Helmut Abt e M. S. Snowden determinarono le caratteristiche orbitali della coppia di stelle, valutando l'eccentricità delle loro orbite in 0,18 e misurando la semi-ampiezza della variazione della velocità radiale della primaria in 16,60 km/s.[16]
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]41 Tauri A è una stella peculiare di classe A, caratterizzata cioè da un campo magnetico di elevata intensità e da abbondanze superiori alla media di alcuni metalli, evidenziate da linee di assorbimento piuttosto marcate. Nel caso di 41 Tauri A, risultano particolarmente abbondanti il silicio e il gallio.[17][18] Fu William W. Morgan nel 1933 a scoprire i tratti peculiari della stella.[19][18]
L'età di 41 Tauri A è stimata in 146 milioni di anni.[10] Ha una massa pari a 2,9 volte quella solare,[4] e 3,54 volte le sue dimensioni.[3] La sua luminosità risulta pari a 190 volte quella solare,[8] con la temperatura della fotosfera che raggiunge i 12600 K.[7] La metallicità [Fe/H] di 41 Tauri A è stata valutata pari a +0,43.[7]
Stante la particolarità della stella, è stata classificata sia come appartenente alla classe A, sia come appartenente alla classe B. In questo caso, come B9 p Si.[20][2]
Con una parallasse determinata mediante Gaia in 8,0667 ± 0,1063 mas,[1] la distanza dal sistema solare può essere calcolata in 123,96 parsec (404,3 al).
41 Tauri B, invece, non è stata tipizzata.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d e f g h i j k l 41 Tauri nella banca dati astronomica SIMBAD.
- ^ a b c d e f n. N. Samus' et al., General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1, 2017. Accessibile tramite VizieR: [1].
- ^ a b D. Shulyak et al., 2014.
- ^ a b J. R. Ducati et al., 2011.
- ^ a b M. Muciek et al., 1984.
- ^ a b M.-C. Artru e R. Freire-Ferrero, p. 112, 1988.
- ^ a b c d R. Freire Ferrero et al., 2012.
- ^ a b I. McDonald et al., 2012.
- ^ a b C. Blanco e F. A. Catalano, 1972.
- ^ a b G. A. Gontcharov, 2012.
- ^ a b (EN) Ian Ridpath, Taurus the bull, in Star Tales. URL consultato il 27 novembre 2024.
- ^ (ZH) 天文教育資訊網 [AEEA (Attività di esposizione ed educazione di astronomia)], su aeea.nmns.edu.tw, 22 maggio 2006. URL consultato il 20 giugno 2019 (archiviato dall'url originale il 28 settembre 2011).
- ^ J. S. Plaskett et al., 1920.
- ^ K. D. Rakos, pp. 231-232, 1962.
- ^ S. C. Wolff, 1973.
- ^ H. A. Abt e M. S. Snowden, pp. 140 e 154, 1973.
- ^ M.-C. Artru e R. Freire-Ferrero, pp. 111-112, 1988.
- ^ a b C. Bolcal et al., 1987.
- ^ W. W. Morgan, 1933.
- ^ A. Cowley et al., 1969.
Bibliografia
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) Helmut A. Abt e Michael S. Snowden, The Binary Frequency for AP Stars, in Astrophysical Journal Supplement, vol. 25, 1973, pp. 137-162, Bibcode:1973ApJS...25..137A, DOI:10.1086/190265.
- (EN) M.-C. Artru e R. Freire-Ferrero, Line variations in the ultra-violet spectrum of the Ap-Si star HD 25823, in Astronomy and Astrophysics, vol. 203, 1988, pp. 111-116, Bibcode:1988A%26A...203..111A.
- (EN) C. Blanco e F. A. Catalano, Photoelectric observations of magnetic stars. IV. 41 Tau and 21 Com, in Astronomical Journal, vol. 77, 1972, pp. 666-668, Bibcode:1972AJ.....77..666B, DOI:10.1086/111334.
- (EN) C. Bolcal, D. Kocer e A. Duzgelen, A model atmosphere analysis of HD 25823, in Astrophysics and Space Science, vol. 139, n. 2, 1987, pp. 295-304, Bibcode:1987Ap%26SS.139..295B, DOI:10.1007/BF00644358.
- (EN) A. Cowley, C. Cowley, M. Jaschek e C. Jaschek, A study of the bright A stars. I. A catalogue of spectral classifications, in Astronomical Journal, vol. 74, 1969, pp. 375-406, Bibcode:1969AJ.....74..375C, DOI:10.1086/110819.
- (EN) J. R. Ducati, E. M. Penteado e R. Turcati, The mass ratio and initial mass functions in spectroscopic binaries, in Astronomy and Astrophysics, vol. 525, A26, 2011, pp. 1-9, Bibcode:2011A%26A...525A..26D, DOI:10.1051/0004-6361/200913895.
- (EN) R. Freire Ferrero et al., High Ionization Species in the Nearby Interstellar Medium from an Exhaustive Analysis of the IUE INES Database, in The Astronomical Journal, vol. 143, n. 28, 2012, pp. 1-38, Bibcode:2012AJ....143...28F, DOI:10.1088/0004-6256/143/2/28.
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- (EN) Karl D. Rakos, Photoelectric investigation of magnetic and spectrum variable stars, in Bulletin of the Lowell Observatory, vol. 5, n. 117, 1962, pp. 227-256, Bibcode:1962LowOB...5..227R.
- (EN) N. N. Samus' et al., General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1, in Astronomy Reports, vol. 61, n. 1, 2017, pp. 80-88, Bibcode:GCVS-v5.1, DOI:10.1134/S1063772917010085.
- (EN) D. Shulyak et al., Interferometry of chemically peculiar stars: theoretical predictions versus modern observing facilities, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 443, n. 2, 2014, pp. 1629-1642, Bibcode:2014MNRAS.443.1629S, DOI:10.1093/mnras/stu1259.
- (EN) S. C. Wolff, The rotational synchronism of the Ap star 41 Tauri, in Astrophysical Journal, vol. 186, 1973, pp. 951-957, Bibcode:1973ApJ...186..951W, DOI:10.1086/152557.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) 41 Tau -- alpha2 CVn Variable, in SIMBAD. URL consultato il 1º dicembre 2024.
