| HD 50337 | |
|---|---|
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| Classificazione | Binaria a eclisse |
| Classe spettrale | G6II / A1V |
| Tipo di variabile | Algol |
| Periodo di variabilità | 195,26 |
| Distanza dal Sole | 544 anni luce |
| Costellazione | Carena |
| Redshift | 26,00 ± 0,90 |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 06h 49m 51,3139s |
| Declinazione | -53° 37′ 20,818″ |
| Lat. galattica | -21,7631° |
| Long. galattica | 263,2440° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 31,3 / 1,9 R⊙ |
| Massa | 4,26 / 2 M⊙
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| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 497 / 25 L⊙
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,42 (combinata) |
| Magnitudine ass. | -1,73 (combinata) |
| Parallasse | 5,99 mas |
| Moto proprio | AR: -1.99 mas/anno Dec: 17.58 mas/anno |
| Velocità radiale | 26,0 ± 0,9 km/s |
| Nomenclature alternative | |
HD 50337, o V415 Carinae, è una stella binaria di magnitudine 4,42 situata nella costellazione della Carena. Dista 544 anni luce dal sistema solare[1].
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe. 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 4,4 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra dicembre e maggio; nell'emisfero sud è visibile anche all'inizio dell'inverno, grazie alla declinazione australe della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata limitatamente durante i mesi della tarda estate boreale.
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]La stella è una binaria spettroscopica a eclisse formata da una gigante brillante gialla di tipo spettrale G6II. La sua massa è 4,26 volte quella del Sole ed è 500 volte più luminosa del Sole[2]. La secondaria è una stella bianca di sequenza principale di classe A1V con una massa che è circa il doppio di quella solare. Il periodo orbitale delle due stelle è di 195,26 ed il semiasse maggiore dell'orbita di 150 UA, vale a dire all'incirca 5 volte la distanza che divide Nettuno dal Sole. Il piano orbitale è inclinato di 82º rispetto a piano del cielo visto dalla Terra così che l'orbita è vista quasi di profilo, quindi si susseguono eclissi parziali quando la luce della secondaria intercetta parte della luce della gigante gialla, causando una diminuzione della luminosità di 0,05 magnitudini[3].
La magnitudine assoluta combinata del sistema è di -1,73 e la sua velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012)
- ^ O, B-type & red supergiant masses and luminosities (Hohle+, 2010)
- ^ Brown, Alexander; Bennett, Philip D.; Baade, Robert; Kirsch, Thomas; Reimers, Dieter; Hatzes, Artie P.; Kürster, Martin, Ultraviolet Eclipse Observations and Fundamental Parameters of the Binary HR 2554 (G6 II+A1 V) (PDF), in The Astronomical Journal, vol. 122, n. 1, 2001, pp. 392-401.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
