Eta Telescopii
| Eta Telescopii | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella bianca |
| Classe spettrale | A0V |
| Distanza dal Sole | 157 anni luce |
| Costellazione | Telescopio |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 19h 22m 51,207s |
| Declinazione | -54° 25′ 26,15″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 1,61 R⊙ |
| Massa | 3,24 M⊙
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| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 24 L⊙
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| Età stimata | 12 milioni di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. |
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| Magnitudine app. | 5,02 |
| Magnitudine ass. | 1,61 |
| Moto proprio | AR: 25.616 mas/anno Dec: -82.536 mas/anno |
| Velocità radiale | 13 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Eta Telescopii (η Telescopii) è una stella nella costellazione australe del Telescopio. Di magnitudine apparente 5,03, dista 157 anni luce dal sistema solare e fa parte dell'Associazione di Beta Pictoris, un gruppo di stelle che condividono un moto comune nello spazio e che hanno la stessa origine.[1]
Nel 1998, immagini riprese dal telescopio spaziale Hubble hanno rivelato un oggetto di 12ª magnitudine distante circa 4" da Eta Telescopii; dai calcoli l'oggetto è risultato essere una nana bruna di tipo spettrale M7V o M8V con una temperatura superficiale di circa 2600 K. Dista circa 192 UA dalla stella principale e la sua massa è compresa tra le 20 e le 50 volte quella di Giove.[1][2]
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]η Telescopii si trova nell'emisfero 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. Essendo di quinta magnitudine può essere scorta solo sotto cieli bui non afflitti da inquinamento luminoso.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra maggio e settembre; tuttavia grazie alla declinazione australe della stella, nell'emisfero sud può essere osservata per gran parte dell'anno.[3]
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Si tratta di una giovane stella con un'età di 12 milioni di anni,[1] avente una massa oltre 3 volte quella del Sole e una temperatura superficiale di 11.941 K.[4] L'osservazione di un eccesso di radiazione infrarossa suggerisce la presenza di un disco circumstellare di polvere avente un raggio orbitale di 24 UA e una cintura di asteroidi irrisolta a 4 UA dalla stella.[5] Immagini successive hanno mostrato che non c'erano oggetti di 20 o più masse gioviane tra il disco e la nana bruna, portando i ricercatori Neuhäuser e colleghi a suggerire che la nana bruna avesse un'orbita eccentrica, e che se 200 UA fosse la sua distanza più lontana dalla principale, allora potrebbe arrivare fino a 71 UA al periastro, con semiasse maggiore di 136 AU.[2]
Eta Telescopii ha una compagna, HD 181327, con cui condivide un comune moto proprio nella spazio, viste dalla Terra le due stelle appaiono distanti 7'. La compagna è una stella bianco-gialla di sequenza principale di tipo spettrale F6V e magnitudine apparente 7.0, e anch'essa è circondata da un proprio disco di detriti, il cui bordo interno, nettamente definito a 31 UA,[2] suggerisce la presenza di un probabile pianeta tra 19 e 31 UA di distanza dalla stella.[6]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c R. Smith, Resolved debris disc emission around Eta Telescopii: a young solar system or ongoing planet formation?, in Astronomy & Astrophysics, vol. 493, n. 1, 2009, pp. 299–308, DOI:10.1051/0004-6361:200810706, arXiv:0810.5087.
- ^ a b c R. Neuhäuser, Further Deep Imaging of HR 7329 A (η Tel A) and its Brown Dwarf Companion B, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 416, n. 2, 2011, pp. 1430–35, DOI:10.1111/j.1365-2966.2011.19139.x, arXiv:1106.1388.
- ^ Come verificato tramite il planetario virtuale Stellarium.
- ^ Trevor J. David, The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets, in The Astrophysical rivista, vol. 804, n. 2, 2015, p. 146, DOI:10.1088/0004-637X/804/2/146, arXiv:1501.03154. Per il valore v sin i vedi commenti a p.600.
- ^ M.C. Wyatt, Steady State Evolution of Debris Disks around A Stars, in The Astrophysical rivista, vol. 663, n. 1, luglio 2007, pp. 365–382, DOI:10.1086/518404, arXiv:astro-ph/0703608.
- ^ Erika R. Nesvold, Gap Clearing by Planets in a Collisional Debris Disk, in The Astrophysical rivista, vol. 798, n. 2, 2015, p. 10, DOI:10.1088/0004-637X/798/2/83, arXiv:1410.7784, 83.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- eta Tel -- High proper-motion Star, su simbad.u-strasbg.fr, SIMBAD.
