LL Pegasi
| LL Pegasi | |
|---|---|
 | |
| Classificazione | Stella al carbonio |
| Classe spettrale | C[1] |
| Tipo di variabile | Mira[2] |
| Periodo di variabilità | 696 giorni |
| Distanza dal Sole | 3420[3] ÷ 4240[4] anni luce |
| Costellazione | Pegaso |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 23h 19m 12,607s[1] |
| Declinazione | +17° 11′ 33,13″[1] |
| Lat. galattica | -40,3549° |
| Long. galattica | 93,5273° |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 608[4] ÷ 869[5] R⊙ |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | |
| Magnitudine app. | 15,4 e 10,379 |
| Moto proprio | AR: -5,69 ± 0,8 mas/anno Dec: −8,22 ± 0,8 mas/anno[1] |
| Nomenclature alternative | |
LL Peg, RAFGL 3068, CGCS 6913, IRAS 23166+1655, 2MASS J23191260+1711331, WISE J231912.77+171134.7
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LL Pegasi (LL Peg) è una stella variabile di tipo Mira osservabile nella costellazione di Pegaso, distante approssimativamente tra 3420 (1050 pc[3]) e 4240 anni luce (1300 pc[4]) dal sistema solare.
Osservazione
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L'osservazione di LL Pegasi è estremamente difficile e richiede l'utilizzo dei più potenti strumenti esistenti. Nello spettro della luce visibile, la stella è oscurata dalla nebulosa protoplanetaria che la circonda. Nelle immagini ottenute dal telescopio spaziale Hubble, una stella della dodicesima magnitudine, a 27,72 arcosecondi[6] da LL Peg, è utilizzata come riferimento per il puntamento del telescopio.
LL Pegasi è invece visibile nell'infrarosso. In particolare, presenta una forte variabilità nella luminosità nell'infrarosso (rilevata nella banda K) ed è classificata come una variabile Mira, con un periodo di 696 giorni.[3]
Sistema stellare
[modifica | modifica wikitesto]LL Pegasi è un sistema multiplo formato da due componenti. La principale è una stella al carbonio, appartenente al ramo asintotico delle giganti, che sta espellendo massa ad un tasso superiore a 10-4 M⊙ per anno.[7]
La compagna, di cui non si conoscono le caratteristiche fisiche, le orbita attorno in circa 810 anni. Il moto del sistema è responsabile della forma spiraleggiante assunta dalla nebulosa, che si espande con una velocità di 14,7 km/s.[7]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ a b c d SIMBAD.
- ^ a b c General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017), su vizier.u-strasbg.fr. URL consultato il 25 aprile 2018.
- ^ a b c P. A. Whitelock et al., Table 6, 2006.
- ^ a b c d e R. Lombaert, p. 2, 2012.
- ^ a b E. De Beck et al., 2010.
- ^ GSC 01713-00903. Oggetti entro 2 arcmin da LL Pegasi (SIMBAD): (EN) coord 23 19 12.607+17 11 33.13 (ICRS, J2000, 2000.0), radius: 2 arcmin, su simbad.u-strasbg.fr. URL consultato il 25 aprile 2018.
- ^ a b M. Morris, 2006.
Bibliografia
[modifica | modifica wikitesto]- (EN) E. De Beck et al., Probing the mass-loss history of AGB and red supergiant stars from CO rotational line profiles. II. CO line survey of evolved stars: derivation of mass-loss rate formulae, in Astronomy and Astrophysics, 523-A18, novembre 2010, pp. 1-47, DOI:10.1051/0004-6361/200913771.
- (EN) R. Lombaert et al., Observational evidence for composite grains in an AGB outflow. MgS in the extreme carbon star LL Pegasi, in Astronomy & Astrophysics, 544-L18 pp=1-4, agosto 2012, DOI:10.1051/0004-6361/201219782.
- (EN) Mark Morris et al., A Binary-Induced Pinwheel Outflow from the Extreme Carbon Star, AFGL 3068, in Proceedings of the International Astronomical Union, vol. 2, S234, aprile 2006, pp. 469-470, DOI:10.1017/S1743921306003784.
- (EN) Patricia A. Whitelock, Michael W. Feast, Freddy Marang e M. A. T. Groenewegen, Near-infrared photometry of carbon stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 369, n. 2, 21 giugno 2006, pp. 751–782, DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10322.x.
Voci correlate
[modifica | modifica wikitesto]Altri progetti
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Wikimedia Commons contiene immagini o altri file su LL Pegasi
Collegamenti esterni
[modifica | modifica wikitesto]- Dati della stella dall'archivio Simbad, su simbad.u-strasbg.fr.
