Tau Canis Majoris
| τ Canis Majoris Aa1 / Aa2a / Aa2b | |
|---|---|
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| Classificazione | Supergigante blu |
| Classe spettrale | O9 Ib |
| Distanza dal Sole | 4900 anni luce[1] |
| Costellazione | Cane Maggiore |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 07h 18m 42,4s |
| Declinazione | -24° 57′ 15″ |
| Dati fisici | |
| Massa | |
| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 500.000 (totale) L⊙
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| Età stimata | 5 milioni di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +4,40[3] |
| Magnitudine ass. |
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| Parallasse | 0,5765 mas[3] |
| Moto proprio | AR: -1.815 mas/anno Dec: -0.496 mas/anno |
| Velocità radiale | 49,4 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Tau Canis Majoris (τ CMa, τ Canis Majoris) è un sistema stellare nella costellazione del Cane Maggiore. Dista 4900 anni luce ed è formato da almeno cinque componenti. La stella si trova nei pressi dell'ammasso aperto NGC 2362, di cui pare far parte. È solo la diciassettesima stella più luminosa del Cane Maggiore, ma questo è dovuto solo alla sua lontananza perché in realtà si tratta di uno dei più massicci e luminosi sistemi stellari nel raggio di 5000 anni luce dalla Terra.
Osservazione
Si tratta di una stella situata nell'emisfero australe celeste; grazie alla sua posizione non fortemente australe, può essere osservata dalla gran parte delle regioni della Terra, sebbene gli osservatori dell'emisfero sud siano più avvantaggiati. Nei pressi dell'Antartide appare circumpolare, mentre resta sempre invisibile solo in prossimità del circolo polare artico. La sua magnitudine pari a +4,37, 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; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Caratteristiche fisiche
Tau Canis Majoris è una stella multipla formata da almeno cinque componenti, le più brillanti delle quali sono calde stelle di tipo spettrale O9 e B0. Al telescopio appare come una stella tripla, con due stelle distanziate di appena 0,15 secondi d'arco tra loro di magnitudine 4,9 e 5,3, e una più distante compagna di magnitudine 10 a 8 secondi d'arco di distanza. Un'analisi spettroscopica però rivela che la componente principale è una binaria spettroscopica, e la meno luminosa delle due è a sua volta formata da due stelle in orbita stretta una con l'altra.
Le due componenti più vicine tra loro, denominate Tau Canis Majoris Aa2a e Aa2b, sono distanziate di appena 0,1 UA tra loro, e formano una binaria a eclisse di tipo Beta Lyrae. A causa dell'eclisse la magnitudine apparente varia tra 4,32 e 4,37 in un periodo di 1,28 giorni[4]. Questa coppia dista dalla principale, denominata Tau Canis Majoris Aa, poco più di 5 UA, circa la stessa distanza che divide Giove dal Sole, e impiegano 155 giorni ad orbitare attorno al comune centro di massa del sistema.
La stella singola più luminosa, τ Canis Majoris Aa1, ha una massa di circa 30 M⊙,[2] e un raggio 20 volte superiore a quello solare, con una temperatura superficiale che supera i 30000 K. Le componenti della binaria stretta invece, Aa2a e Aa2b hanno una massa di circa 19 M⊙ ciascuna.[2][5]
La quarta componente, denominata Ab, si trova più lontana, a circa 223 UA, e ruota attorno alle altre in circa 350 anni. La sua massa è di 25±5 M⊙.[2]
La quinta componente è denominata τ Canis Majoris E si trova invece ad almeno 13.000 UA di distanza, e si pensa che non possa rimanere a lungo legata al sistema, considerando la densità stellare presente in un ammasso stellare. Si ritiene che il sistema non sia nato in questa configurazione, ma che l'unione sia avvenuta successivamente alla formazione, avvenuta probabilmente non più di 5 milioni di anni fa.[6] Questa stella è di classe B2V con e ha una massa vicina alle 5 masse solari.[7]
Tra il 1834 e il 1835 vennero catalogate da John Herschel come compagne altre stelle vicine, B, C e D, distanti visualmente tra 8 e 85 secondi d'arco, che a quella distanza corrispondono distanze da 12.000 a 130.000 UA. C e D sono probabilmente solo altre componenti dell'ammasso stellare di cui fa parte Tau Canis Majoris, mentre forse potrebbe essere legata la componente B, che in quel caso avrebbe un periodo orbitale di 94.000 anni.[8]
Note
- ↑ (EN) J. Maíz Apellániz, Spatially resolved spectroscopy of close massive visual binaries with HST/STIS - I. Seven O-type systems, in Astronomy & Astrophysics, vol. 636, A28, 1º aprile 2020, DOI:10.1051/0004-6361/202037730, arXiv:2002.12149.
- 1 2 3 4 S. Rosu et al., One century data of τ CMa: a (2+1)+1 system with a short-period overcontact binary and an eccentric intermediate orbit with probably no apsidal motion, ottobre 2025.
- 1 2 tau CMa -- Spectroscopic Binary, su SIMBAD.
- ↑ Tau CMa AAVSO
- ↑ (EN) Nathan de Vries, Simon Portegies Zwart, Joana Figueira, The evolution of triples with a Roche-lobe filling outer star (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 438, n. 3, 2014, pp. 1909-1921, DOI:10.1093/mnras/stt1688.
- ↑ Jim Kaler, TAU CMA, su stars.astro.illinois.edu.
- ↑ Updated Multiple Star Catalog (MSC): Dec 2023 (Tokovinin, 2018), su vizier.cds.unistra.fr.
- ↑ Brian D. Mason et al., ICCD Speckle Observations of Binary Stars. XIX. An Astrometric/Spectroscopic Survey of O Stars, in The Astronomical Journal, vol. 115, n. 2, 1998, DOI:10.1086/300234.
Voci correlate
Collegamenti esterni
- Jim Kaler TAU CMA Stars.astro.illinois.edu
- Stickland, D. J.; Lloyd, C.; Sweet, I., Spectroscopic binary orbits from ultraviolet radial velocities. Paper 27: Tau Canis Majoris (HD 57061) (PDF), in The Observatory, febbraio 1998.