V Puppis
| V Puppis A / B | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | gigante azzurra |
| Classe spettrale | B1Vp / B3IV |
| Distanza dal Sole | 1400±100 al |
| Costellazione | Poppa |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 07h 58m 14,4373s |
| Declinazione | -49° 14′ 41,683″ |
| Lat. galattica | -10,2792° |
| Long. galattica | 263,4756° |
| Parametri orbitali | |
| Semiasse maggiore | 0,07 UA |
| Periodo orbitale | 1,4544859 giorni |
| Eccentricità | 0 |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 5,48 / 4,59[1] R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Età stimata | 5 milioni di anni[1] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,45 |
| Magnitudine ass. |
|
| Parallasse | 2,80 mas |
| Moto proprio | AR: -7,48 ± 0,55 mas/anno Dec: 6,91 ± 0,39 mas/anno |
| Velocità radiale | 19 ± 5 km/s |
| Nomenclature alternative | |
2E 0756.8-4906, HIC 38957, SBC9 489, ALS 14910, 2E 1896, HIP 38957, CCDM J07582-4915A, EUVE J0758-49.2, HR 3129, TD1 11520, CD -48 3349, GC 10802, IDS 07554-4854 A, TYC 8143-3239-1, CEL 2121, GCRV 5307, PPM 312389, UBV 21724, CPC 0 5127, ROT 1284, uvby98 100065818 ABV, CPD -48 1373, GSC 08143-03239, SAO 219226, [B10] 2119, CSI -48 3349 21, HD 65818, SBC7 330
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V Puppis (HD 65818), è una stella binaria di magnitudine 4,45 situata nella costellazione della Poppa. Dista 1400 anni luce dal sistema solare ed è una variabile a eclisse.
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
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Si tratta di una massiccia binaria a eclisse e variabile Beta Lyrae con un periodo orbitale di soli 1,454485 giorni.[2] Le due stelle sono separate da 15 raggi solari (0,070 UA o 10 milioni di km ), essendo in una configurazione semidistaccata,[1] la magnitudine del sistema varia da 4,35 a 4,92 nel minimo principale. La principale. V Puppis A, è di tipo spettrale B1Vp,[3] ha 14 volte la massa del Sole e 5,5 volte il suo raggio. Irradia 12.600 volte la luminosità del Sole a una temperatura superficiale di 26.000 K.[1] La secondaria, V Puppis B, è di tipo spettrale B3IV:,[3] ha una massa 7,3 volte quella del Sole e un raggio 4,6 volte maggiore, è 6.500 volte più luminosa del Sole e la sua temperatura è di 24.000 K.[1]
Mentre le proprietà della stella principale sono coerenti con un'evoluzione della sequenza principale, la secondaria, con quella massa, appare eccessivamente luminosa per essere di sequenza principale. Si pensa che la secondaria fosse in precedenza la componente più massiccia, ma che abbia subito un trasferimento di massa con la compagna che in passato era la secondaria, anche se la maggior parte della massa pare sia stata espulsa nello spazio anziché essere catturata dalla compagna.[1]
Altre compagne
[modifica | modifica wikitesto]Il Washington Double Star Catalog elenca altre componenti visuali,[4] oltre a WDS J07582-4915 A, che è la binaria a eclisse e variabile Beta Lyrae.
La componente B è di magnitudine 11,5, separata da 6,8 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 070 gradi. La componente C è di magnitudine 13,2, separata da 19,0 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 048 gradi. La componente D è di magnitudine 9,88, separata da 39,2 secondi d'arco da A e con angolo di posizione di 038 gradi. La componente E è di magnitudine 13,0, separata da 10,4 secondi d'arco da D e con angolo di posizione di 064 gradi.
Almeno D sembra essere una compagna fisicamente legata alla coppia principale.[1] Si trova a 403 ± 2 parsec (1.314,4 ± 6,5 anni luce) di distanza in base alla sua parallasse del satellite Gaia.[5] B è a 407 parsec di distanza, C è distante 324 ± 15 parsec e condivide un moto proprio comune con V Puppis, mentre E è un oggetto di sfondo non correlato a tutti gli altri compagni, distante 2.460 ± 60 parsec.[5]
Possibile buco nero
[modifica | modifica wikitesto]I tempi osservati per le eclissi di V Puppis differiscono dai tempi previsti, suggerendo che abbia un compagno esterno il cui effetto del tempo di viaggio della luce causa tali deviazioni. Il terzo corpo è stato inizialmente calcolato nel 2008 con un periodo orbitale di 5,47 anni e una massa di 10,4 masse solari. Sulla base della massa dell'oggetto, della sua mancanza di uno spettro visibile e della materia circumstellare nel sistema con molti elementi pesanti (prodotti da una passata supernova nel sistema), si pensava che fosse probabilmente un buco nero.[6]
Uno studio successivo non ha potuto confermare questo oggetto, ma ha trovato segnali che potrebbero indicare la presenza di un terzo oggetto più debole degli altri componenti, che potrebbe essere una stella di tipo B di tipo medio-tardivo.[1]
Uno studio del 2025 che combina tutti i dati delle precedenti eclissi e l'astrometria delle sonde spaziali Hipparcos e Gaia ha nuovamente suggerito la presenza di un buco nero. Il periodo e la massa sono stati rivisti a 14,034 anni e 7,73 M⊙. Sono necessari ulteriori dati per confermare la natura dell'oggetto come un buco nero o una stella di sequenza principale di tipo B ancora non rilevata direttamente.[7]
Se si confermasse che questo compagno è un buco nero, sarebbe tra i più vicini conosciuti, con una distanza simile a quella di Gaia BH1, a gennaio 2026 il buco nero più vicino conosciuto.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- 1 2 3 4 5 6 7 8 9 E. Budding et al., Absolute parameters of young stars: V Puppis, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 502, n. 4, 9 marzo 2021, pp. 6032–6043, DOI:10.1093/mnras/stab381, arXiv:2102.00362.
- ↑ V Pup, su AAVSO.
- 1 2 D. Hoffleit e W. H. Warren, VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991), in VizieR On-line Data Catalog: V/50. Originally Published in: 1964BS....C......0H, vol. 5050, 1995.
- ↑ Brian D. Mason et al., The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog, in The Astronomical Journal, vol. 122, n. 6, 2001, pp. 3466, Bibcode:2001AJ....122.3466M, DOI:10.1086/323920. Dati su Vizier
- 1 2 A. Vallenari et al., Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties, in Astronomy and Astrophysics, vol. 674, A1, 2023, Bibcode:2023A%26A...674A...1G, DOI:10.1051/0004-6361/202243940, arXiv:2208.00211. Dati di Gaia DR3 della stella su VizieR.
- ↑ S.-B. Qian, W.-P. Liao e E. Fernández Lajús, Evidence of a Massive Black Hole Companion in the Massive Eclipsing Binary V Puppis, in The Astrophysical Journal, vol. 687, n. 1, 2008, pp. 466–470, DOI:10.1086/591515, arXiv:0806.4944.
- ↑ Guang-Yao Xiao et al., Detection of dark companions via the combination of eclipse timing variation, Hipparcos and/Or Gaia astrometry: The cases of V Puppis and CY Ari, in The Astrophysical Journal, 2025, arXiv:2512.20087.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
- Dati sul sistema stellare dal sito Vizier, su vizier.u-strasbg.fr.
