Mu Lupi
| Mu Lupi | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella azzurra di classe principale |
| Classe spettrale | B8 Ve (Componente A)[2] |
| Distanza dal Sole | 340 anni luce (Componente A) |
| Costellazione | Lupo |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 15h 18m 32,02296s[1] |
| Declinazione | −47° 52′ 30,9957″[1] |
| Dati fisici | |
| Massa | 4,42±0,20 (Componente A) M⊙
|
| Velocità di rotazione | 280±20 km/s |
| Temperatura superficiale | 13470±500 K (Componente A) (media) |
| Luminosità | 603 L⊙
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| Età stimata | 112 milioni di anni |
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,29[3] |
| Magnitudine ass. | -0,57 |
| Parallasse | 9,72±0,71 mas |
| Moto proprio | AR: -29,59 mas/anno Dec: -35,07 mas/anno |
| Velocità radiale | 14,90±1,78 km/s (Componente B)[4] |
| Nomenclature alternative | |
Coordinate: 
15h 18m 32.02296s, -47° 52′ 30.9957″
Mu Lupi (μ Lupi, μ Lup) è un sistema stellare situato nella costellazione del Lupo. Tale sistema, composto da tre o forse quattro stelle, così come altre stelle della costellazione del Lupo, è un membro dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, e più precisamente del sottogruppo Centauro superiore-Lupo.[5] Situato a circa 340 anni luce dal sistema solare, come calcolato dalla parallasse misurata da Hipparcos, la sua magnitudine apparente pari a +4,29 (diminuita, alla detta distanza, di un fattore di estinzione di 0,13±0,01 a causa della polvere interstellare) fa sì che questo sistema sia visibile a occhio nudo nell'emisfero australe.[3]
Caratteristiche del sistema[modifica | modifica wikitesto]
Le due componenti principali del sistema, chiamate Mu Lupi A e Mu Lupi B, sono separate da una distanza angolare pari a 1,1 arcosecondi, mentre la componente Mu Lupi C, una stella bianca di sequenza principale classificata come A2 V, è separata dalla coppia AB di 22,6 arcosecondi, e potrebbe avere moto proprio comune con la suddetta coppia. Una quarta componente, Mu Lupi D, posta a una distanza angolare di 6,15 arcosecondi dalla componente A, potrebbe infine essere una nana bruna.[6][7]
Note[modifica | modifica wikitesto]
- ^ a b F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction, in Astronomy and Astrophysics, vol. 474, n. 2, 2007, pp. 653-664, Bibcode:2007A&A...474..653V, DOI:10.1051/0004-6361:20078357, arXiv:0708.1752.
- ^ R. S. Levenhagen e N. V. Leister, Spectroscopic analysis of southern B and Be stars, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 371, n. 1, 2006, pp. 252-262, Bibcode:2006MNRAS.371..252L, DOI:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x, arXiv:astro-ph/0606149.
- ^ a b J.-C. Mermilliod, Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished), in Catalogue of Eggen's UBV Data, SIMBAD, 1986, Bibcode:1986EgUBV........0M.
- ^ J. H. J. de Bruijne e A.-C. Eilers, Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project, in Astronomy & Astrophysics, vol. 546, Ottobre 2012, pp. 14, Bibcode:2012A&A...546A..61D, DOI:10.1051/0004-6361/201219219, arXiv:1208.3048.
- ^ E. Alecian et al., First HARPSpol discoveries of magnetic fields in massive stars, in Astronomy & Astrophysics, vol. 536, Dicembre 2011, p. 4, Bibcode:2011A&A...536L...6A, DOI:10.1051/0004-6361/201118354, arXiv:1111.3433.
- ^ M. E. Veramendi e J. F. González, Spectroscopic study of early-type multiple stellar systems. II. New binary subsystems, in Astronomy & Astrophysics, vol. 567, Luglio 2014, pp. 10, Bibcode:2014A&A...567A..35V, DOI:10.1051/0004-6361/201423736, arXiv:1405.1084, A35.
- ^ S. Hubrig et al., Search for low-mass PMS companions around X-ray selected late B stars, in Astronomy and Astrophysics, vol. 372, Giugno 2001, pp. 152-164, Bibcode:2001A&A...372..152H, DOI:10.1051/0004-6361:20010452, arXiv:astro-ph/0103201.
