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 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

Si tratta di una massiccia binaria a eclisse e variabile Beta Lyrae con un periodo orbitale di soli 1,454485 giorni. Le due stelle sono separate da 15 raggi solari (0,070 UA o 10 milioni di km ), essendo in una configurazione semidistaccata, la magnitudine del sistema varia da 4,35 a 4,92 nel minimo principale. La principale. V Puppis A, è di tipo spettrale B1Vp, 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. La secondaria, V Puppis B, è di tipo spettrale B3IV:, 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.

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.

Altre compagne Il Washington Double Star Catalog elenca altre componenti visuali, Dati su Vizier 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. Si trova a 403 ± 2 parsec (1.314,4 ± 6,5 anni luce) di distanza in base alla sua parallasse del satellite Gaia. Dati di Gaia DR3 della stella su VizieR. 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.

Possibile buco nero 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.

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.

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 . 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.

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

Voci correlate Stelle principali della costellazione della Poppa Catalogo stellare HD

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