Mu Crucis
| μ Crucis | |
|---|---|
 | |
| Classificazione | Stella binaria |
| Classe spettrale | μ1 Cru: B2IV-V[1] μ2 Cru: B5Vne[2] |
| Distanza dal Sole | 360–380 anni luce |
| Costellazione | Croce del Sud |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | μ1 Cru: 12h 54m 35,6249s[3] μ2 Cru: 12h 54m 36,8865s[3] |
| Declinazione | μ1 Cru: -57° 10′ 40,527″[3] μ2 Cru: −57° 10′ 07,214″[3] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | μ1 Cru: 3,1[4] R⊙ μ2 Cru: 2,5[4] R⊙ |
| Massa | |
| (all'equatore) | μ1 Cru:~3,25 giorni[4] M⊙ μ2 Cru: ~0,5 giorni[4] |
| Velocità di rotazione (all'equatore) | μ1 Cru: ~48 km/s [4] μ2 Cru: ~230 km/s[4][5] |
| Temperatura superficiale | μ1 Cru: 22.800 K[4] μ2 Cru: 16.500 K[4] (media) |
| Luminosità | |
| Indice di colore (B-V) | μ1 Cru: −0,17 μ2 Cru: −0,11[6] |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | μ1 Cru: 3,988[1] μ2 Cru: 5,113[2] |
| Parallasse | μ1 Cru: 8,64 ± 0,58 mas [3] μ2 Cru: 9,03 ± 0,61 mas[3] |
| Moto proprio | μ1 Cru: AR: −30,45[3] mas/anno Dec: −13,55[3] mas/anno μ2 Cru: AR: −32,35[3] mas/anno Dec: −10,93[3] mas/anno |
| Velocità radiale | μ1 Cru: +13,9 km/s [7] μ2 Cru: +13 km/s [7] |
| Nomenclature alternative | |
Mu Crucis (μ Cru/ μ Crucis) è una stella visibile nella costellazione della Croce del Sud, la settima in ordine di brillantezza, con una magnitudine apparente di +3,7. Dista dal sistema solare circa 360–380 anni luce.[4]
Osservazione[modifica | modifica wikitesto]
Mu Crucis è una stella situata nell'emisfero celeste australe. La sua posizione moderatamente australe fa sì che questa stella sia osservabile specialmente dall'emisfero sud, in cui si mostra alta nel cielo nella fascia temperata; dall'emisfero boreale la sua osservazione risulta invece più penalizzata, specialmente al di fuori della sua fascia tropicale. Essendo di magnitudine 3,7, la si può osservare anche dai piccoli centri urbani senza difficoltà, sebbene un cielo non eccessivamente inquinato sia maggiormente indicato per la sua individuazione.
Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra febbraio e giugno; nell'emisfero sud è visibile anche per buona parte dell'inverno australe, grazie alla declinazione della stella, mentre nell'emisfero nord può essere osservata in particolare durante i mesi primaverili boreali; a sud del circolo polare antartico appare invece circumpolare.
Il sistema[modifica | modifica wikitesto]
Mu Crucis è in realtà un sistema binario, costituito da due astri di classe spettrale B, denominati μ1 Crucis e μ2 Crucis, di magnitudine rispettivamente 4,0 e 5,1. Le due componenti sono separate da una distanza di almeno 3900 unità astronomiche (che equivalgono alla distanza apparente osservata di 34,9 secondi d'arco[8]) ed orbitano attorno al centro di massa del sistema in circa 68.000 anni.[4]
La velocità radiale positiva indica che il sistema si sta allontanando dal sistema solare.
μ1 Crucis[modifica | modifica wikitesto]
μ1 Cru (HD 112092), di classe spettrale B2 IV-V,[1] presenta caratteristiche intermedie a quelle di una stella subgigante e di una stella di sequenza principale di classe B; nonostante le caratteristiche spettrali inducano a pensare che l'astro si stia apprestando a terminare la sequenza principale per avviarsi a concludere, entro qualche milione di anni, la propria esistenza, i modelli fisici dimostrano al contrario che la stella è molto giovane e che sta iniziando a bruciare idrogeno nel proprio nucleo, ovvero è prossima a quella che gli astronomi definiscono zero-age main sequence.[4] La sua temperatura superficiale è di 22.800 K e possiede una luminosità 2400 volte superiore a quella solare; una tale luminosità è segno di una massa cospicua, valutata intorno a 8 masse solari, e di un altrettanto discreta superficie radiante, il cui raggio corrisponderebbe, sviluppando la legge di Stefan-Boltzmann, a 3,1 volte il raggio solare.[4]
μ2 Crucis[modifica | modifica wikitesto]
μ2 Cru (HD 112091) è un astro di classe spettrale B5 Vne, più freddo (16.500 K) e meno luminoso (425 luminosità solari) della sua compagna. La sua elevata velocità di rotazione, pari a 238 km/s, è la causa del suo piccolo periodo di rotazione, calcolato in circa mezza giornata, ed è coerente con la sua appartenenza alle stelle Be, ovvero stelle di classe B nel cui spettro sono presenti le linee di emissione dell'idrogeno provenienti da un disco circumstellare, orbitante attorno all'equatore, costituito essenzialmente da gas rarefatto espulso dalla stella stessa.[4] È stata inoltre classificata in passato come una binaria X di grande massa,[2] a causa di una probabile emissione di raggi X, oggi non riscontrata.[4]
Con un raggio 2,5 volte quello della nostra stella e una massa 5 volte superiore, μ2 Cru, proprio come la compagna, è una stella molto giovane, prossima alla zero-age main sequence.[4]
Ambiente galattico[modifica | modifica wikitesto]
Il sistema di μ Cru fa parte dell'Associazione Scorpius-Centaurus, e più precisamente di una sua porzione conosciuta come Gruppo Centauro inferiore-Croce (Lower Centaurus-Crux, LCC), che costituisce la porzione più vicina dell'Associazione: la sua distanza è stimata infatti attorno ai 118 parsec. Si estende nella parte sudoccidentale del Centauro e occupa l'area di cielo visibile in direzione della Croce del Sud e della Mosca, fino a raggiungere l'estremità nordorientale della Carena.[9] L'età delle stelle del gruppo varia a seconda della loro posizione; le componenti della parte nordorientale, le più prossime al gruppo UCL, hanno un'età di circa 17 milioni di anni. Le componenti più meridionali invece possiedono un'età inferiore, pari a circa 12 milioni di anni.[10]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b c HR 4898 -- Variable Star, su SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'8 giugno 2010.
- ^ a b c d HIP 63005 -- Be Star, su SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg. URL consultato l'8 giugno 2010.
- ^ a b c d e f g h i j M. A. C. Perryman et al., The HIPPARCOS Catalogue, in Astronomy & Astrophysics, vol. 323, aprile 1997, pp. L49–L52, Bibcode:1997A&A...323L..49P.
- ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s Jim Kaler, Mu Crucis, su astro.uiuc.edu, Stars. URL consultato il 9 luglio 2010 (archiviato dall'url originale il 9 gennaio 2009).
- ^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro, Catalogue of rotational velocities of the stars, in Contributions from the Institute of Astrophysics and Kwasan Observatory, University of Kyoto, 1970, Bibcode:1970crvs.book.....U.
- ^ Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z., UBVRIJKL photometry of the bright stars, in Communications of the Lunar and Planetary Laboratory, vol. 4, n. 99, 1966, Bibcode:1966CoLPL...4...99J.
- ^ a b D. S. Evans, The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30, University of Toronto, A. E. Batten, J. F. Heard, International Astronomical Union, 20–24 giugno 1966. URL consultato il 10 settembre 2009.
- ^ μ1 Crucis (Alcyone), su alcyone.de. URL consultato l'8 luglio 2010 (archiviato dall'url originale il 6 marzo 2016).
- ^ Preibisch, T., Mamajek, E., The Nearest OB Association: Scorpius-Centaurus (Sco OB2), in Handbook of Star Forming Regions, Volume II: The Southern Sky, vol. 5, dicembre 2008, p. 235.
- ^ de Zeeuw, P.T., Hoogerwerf, R., de Bruijne, J.H.J., Brown, A.G.A., & Blaauw, A., A Hipparcos Census of Nearby OB Associations, in Astronomical Journal, vol. 117, 1999, pp. 354–399, DOI:10.1086/300682.
Bibliografia[modifica | modifica wikitesto]
- Toshimi Taki, Taki's 8.5 Magnitude Star Atlas, su geocities.jp, 2005. URL consultato il 7 novembre 2010 (archiviato dall'url originale il 5 novembre 2018). - Atlante celeste liberamente scaricabile in formato PDF.
- Tirion, Rappaport, Lovi, Uranometria 2000.0 - Volume II: The Southern Hemisphere to +6°, Richmond, Virginia, USA, Willmann-Bell, inc., 1987, ISBN 0-943396-15-8.
- Tirion, Sinnott, Sky Atlas 2000.0, 2ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 1998, ISBN 0-933346-90-5.
- Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0, 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6.
