| Xi Tauri A / B / C / D | |
|---|---|
 | |
| Classificazione | Stella multipla |
| Classe spettrale | B9Vn / B9V / B8V / F5V |
| Tipo divariabile | Algol |
| Periodo di variabilità | 7,15 giorni |
| Distanza dal Sole | 221anni luce |
| Costellazione | Toro |
| Coordinate | |
| (all'epocaJ2000.0) | |
| Ascensione retta | 03h 27m 10,151s |
| Declinazione | +09° 43′ 57,63″ |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 1,8 / 1,8 / 2,1 / ?[1]R⊙ |
| Massa | |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +3,73 (combinata) |
| Magnitudine ass. | -0,42 (combinata)[3] |
| Parallasse | 15,60mas |
| Moto proprio | AR: 50,58 mas/anno Dec: -39,54 mas/anno |
| Velocità radiale | -2 km/s |
| Nomenclature alternative | |
| Modifica dati su Wikidata ·Manuale | |
Xi Tauri (ξ Tau, ξ Tauri) è unsistema stellare nellacostellazione del Toro, formato da tre stelle diclasse B relativamente vicine tra loro, e da un'altra componente più lontana e più debole di classe F. Il sistema, la cui magnitudine complessiva è pari a 3,73, dista 221anni luce dalsistema solare[3].
Posta nella parte meridionale della costellazione del Toro, si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, ma grazie alla sua posizione non fortemente settentrionale, può essere osservata da tutte le regioni abitate dellaTerra. Essendo di magnitudine 3,73 la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamenteinquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra ottobre e aprile; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Classificata come una stella ditipo spettrale B9V, Xi Tauri è in realtà un sistema stellare quadruplo costituito da unastella tripla attorno alla quale orbita una quarta componente. La stella tripla sembra essere composta da una binaria stretta costituita da duestelle bianco-azzurre disequenza principale e classe B9V, il cuiperiodo orbitale è di 7,15 giorni e che costituiscono anche unabinaria a eclisse, con una variazione dalla magnitudine 3,73 alla 3,81 durante le eclissi[4]. Intorno a questa coppia interna ruota una stella di tipo B8V, che impiega 145 giorni per completare la sua orbita. Poiché la luce delle tre stelle non è separabile non sono pienamente compresi i singoli parametri di ciascuna componente. La separazione reale tra le componenti della coppia interna dovrebbe essere di 0,13UA, mentre la stella di classe B8 sarebbe situata a 1,1 UA dalla binaria[1].
La quarta stella che completa il sistema, scoperta daosservazioni interferometriche, è di ottava magnitudine ed è visivamente separata da alcuni decimi disecondo d'arco dalla stella tripla, che nella realtà corrispondono a circa 50 UA. Impiega circa un secolo per completare la sua orbita ed ha una massa di 1,25 masse solari, il che suggerisce che sia una stellanana bianco-gialla di classe F2[1].
Portale Stelle: accedi alle voci di Wikipedia che trattano di stelle e costellazioni