Mu Serpentis
| Mu Serpentis A / B | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Stella bianca di sequenza principale |
| Classe spettrale | A0V |
| Distanza dal Sole | 170 anni luce |
| Costellazione | Serpente |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000.0) | |
| Ascensione retta | 15h 49m 37,207s |
| Declinazione | -03° 25′ 48,74″ |
| Parametri orbitali | |
| Periodo orbitale | 36 ± 2 anni |
| Eccentricità | Template:0,4 |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 3,2[1] R⊙ |
| Massa | |
| Velocità di rotazione | 96 km/s |
| Temperatura superficiale | |
| Luminosità | 124 L⊙
|
| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | +3,7 / +5,3 |
| Magnitudine ass. | −0,04 |
| Parallasse | 19,23 mas |
| Velocità radiale | -9,4 km/s |
| Nomenclature alternative | |
Mu Serpentis (μ Ser, μ Serpentis) è una stella della costellazione del Serpente. È situata più precisamente nella "testa" del serpente (Serpens Caput), la sua magnitudine apparente è +3,55 e si trova a 170 anni luce di distanza dal sistema solare[4].
Osservazione
[modifica | modifica wikitesto]Si tratta di una stella situata nell'emisfero australe celeste, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle aree più interne del continente antartico. Essendo di magnitudine +3,55, 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 maggio e settembre; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.
Caratteristiche
[modifica | modifica wikitesto]Mu Serpentis è classificata come stella bianca di sequenza principale di tipo spettrale A0V; si tratta in realtà di una binaria astrometrica,[2] composta da una componente principale avente una massa che 2,4 volte quella del Sole e una luminosità 124 volte superiore[3], mentre la secondaria è poco meno massiccia della principale.[5]. La magnitudine delle due componenti è rispettivamente 3,75 e 5,39 e orbitano attorno al comune centro di massa in un periodo di 36 anni, su un'orbita piuttosto eccentrica (e=0,4).[2]
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ↑ Fundamental parameters of stars (Allende Prieto+, 1999), su vizier.u-strasbg.fr.
- 1 2 3 G. A. Gontcharov et al., Photocentric orbits from a direct combination of ground-based astrometry with Hipparcos II. Preliminary orbits for six astrometric binaries, in New Astronomy, vol. 15, n. 3, marzo 2010, pp. 324–331, DOI:10.1016/j.newast.2009.09.006, arXiv:1606.08182.
- 1 2 J. Zorec, F. Royer, Rotational velocities of A-type stars. IV. Evolution of rotational velocities, in Astronomy and Astrophysics, vol. 537, A120, gennaio 2012, p. 22, DOI:10.1051/0004-6361/201117691.
- ↑ Extended Hipparcos Compilation (XHIP) (Anderson+, 2012), su vizier.u-strasbg.fr.
- ↑ Masses of visual binaries (Cvetkovic+, 2010), su vizier.u-strasbg.fr.
