| Theta Cygni | |
|---|---|
  | |
| Costellazione | Cigno |
| Coordinate | |
| Ascensione retta | 19h 36m 26s |
| Declinazione | 50° 13′ 15″ |
Theta Cygni (θ Cygni, θ Cyg) è una stella nella costellazione settentrionale del Cigno. La sua magnitudine apparente è 4,5, quindi può essere vista a occhio nudo in cieli sufficientemente bui. In base alle misurazioni della parallasse, si trova a una distanza di circa 59,8 anni luce (18,3 parsec) dalla Terra. Si sospetta che ospiti un pianeta extrasolare.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Lo spettro della stella primaria corrisponde a una classificazione stellare F3 V.[1] La classe di luminosità 'V' è associata ad una categoria di stelle definita sequenza principale, cui fanno parte stelle che, come il Sole, generano energia attraverso la fusione nucleare dell'idrogeno nei loro nuclei. L'involucro esterno irradia 4,2 volte la luminosità del Sole a una temperatura effettiva di circa 6381 K[2], che gli conferisce la tonalità giallo-bianca tipica delle stelle di tipo F.[3] Theta Cygni è più grande del Sole, con circa il 38%[4] in più di massa e un raggio maggiore del 58%[5]. L'età stimata di questa stella è probabilmente compresa tra 0,6 e 1,9 miliardi di anni[6].
Compagni
[modifica | modifica wikitesto]θ Cygni ha diversi compagni deboli. La più vicina è θ Cygni B, una nana rossa di magnitudine 13, distante circa 3", che si ritiene orbiti a circa 46 au da θ Cygni. Una stella di magnitudine 12, distante circa un minuto d'arco, è catalogata come componente C e si ritiene che sia una compagna ottica. La componente D è una stella di magnitudine 12,5 che si ritiene sia anch'essa una compagna ottica. GJ 765B, da non confondere con θ Cygni B, ha una magnitudine 13 ed è una possibile compagna subnana. GSC 03564-00642 è un'altra nana rossa di magnitudine 13 e si pensa che sia una compagna comune di θ Cygni[7].
θ Cygni B ha una magnitudine visuale apparente di 13,03[8], troppo debole per essere vista senza un telescopio. Ha una classificazione stellare M3 V e una massa stimata di circa 0,33 volte la massa del Sole. θ Cygni A e B viaggiano insieme nello spazio con un moto proprio elevato di 0,261 secondi d'arco all'anno, o 0,4° al secolo. È possibile che θ Cygni B sia essa stessa una binaria stretta contenente due nane rosse, ciascuna delle quali sarebbe più debole e meno massiccia di quanto calcolato per una singola stella.
Possibile componente planetario
[modifica | modifica wikitesto]Durante la ricerca di pianeti extrasolari, il team ELODIE ha rilevato variazioni della velocità radiale di Theta Cygni. Desort et al. (2009) deducono che queste variazioni non siano dovute a una debole compagna stellare a circa 80 Unità Astronomiche di distanza dalla stella, ma piuttosto alla presenza di un oggetto planetario perturbatore, due volte più massiccio di Giove e in orbita attorno alla stella primaria in circa 150 giorni. Questo pianeta extrasolare deve ancora essere confermato. Le osservazioni effettuate presso l'Osservatorio Lick mostrano prove di variazione della velocità radiale in questo periodo così come negli alias annuali, tuttavia questi segnali non hanno raggiunto una significatività statistica.
Prospetto del sistema
[modifica | modifica wikitesto]| Pianeta | Tipo | Massa | Periodo orb. | Sem. maggiore | Eccentricità |
|---|---|---|---|---|---|
| b (non confermato) | Gigante gassoso | ≈2,3 MJ | 154,5 giorni | 0. ,635 | 0 |
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ (EN) O. J. Eggen, Space-velocity vectors for 3483 stars with proper motion and radial velocity., in Royal Greenwich Observatory Bulletins, vol. 51, 1º gennaio 1962, pp. 79. URL consultato il 13 dicembre 2024.
- ^ (EN) Tabetha S. Boyajian, Harold A. McAlister e Gerard van Belle, STELLAR DIAMETERS AND TEMPERATURES. I. MAIN-SEQUENCE A, F, AND G STARS, in The Astrophysical Journal, vol. 746, n. 1, 10 febbraio 2012, pp. 101, DOI:10.1088/0004-637X/746/1/101. URL consultato il 15 dicembre 2024.
- ^ Colour of Stars, su web.archive.org, 3 dicembre 2013. URL consultato il 15 dicembre 2024 (archiviato dall'url originale il 3 dicembre 2013).
- ^ (EN) M. Desort, A.-M. Lagrange e F. Galland, Extrasolar planets and brown dwarfs around A–F type stars: VII. θ Cygni radial velocity variations: planets or stellar phenomenon?, in Astronomy & Astrophysics, vol. 506, n. 3, 2009-11, pp. 1469–1476, DOI:10.1051/0004-6361/200911731. URL consultato il 15 dicembre 2024.
- ^ (EN) Genya Takeda, Eric B. Ford e Alison Sills, Structure and Evolution of Nearby Stars with Planets. II. Physical Properties of ∼1000 Cool Stars from the SPOCS Catalog, in The Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 168, n. 2, 2007-02, pp. 297–318, DOI:10.1086/509763. URL consultato il 15 dicembre 2024.
- ^ (EN) Katia Cunha, Verne V. Smith e Ann M. Boesgaard, A Uniform Analysis of Boron in F and G Disk Dwarfs fromHubble Space Telescope Archival Spectra, in The Astrophysical Journal, vol. 530, 1º febbraio 2000, pp. 939–948, DOI:10.1086/308415. URL consultato il 15 dicembre 2024.
- ^ (EN) J. A. Guzik, G. Houdek e W. J. Chaplin, DETECTION OF SOLAR-LIKE OSCILLATIONS, OBSERVATIONAL CONSTRAINTS, AND STELLAR MODELS FOR θ CYG, THE BRIGHTEST STAR OBSERVED BY THE KEPLER MISSION, in The Astrophysical Journal, vol. 831, n. 1, 1º novembre 2016, pp. 17, DOI:10.3847/0004-637X/831/1/17. URL consultato il 15 dicembre 2024.
- ^ (EN) Sébastien Lépine e Michael M. Shara, A Catalog of Northern Stars with Annual Proper Motions Larger than 0.15" (LSPM-NORTH Catalog), in The Astronomical Journal, vol. 129, 1º marzo 2005, pp. 1483–1522, DOI:10.1086/427854. URL consultato il 15 dicembre 2024.
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