Mu Eridani
| Mu Eridani | |
|---|---|
  | |
| Classificazione | Subgigante blu (Componente A) |
| Classe spettrale | B5 IV |
| Distanza dal Sole | 520±20 anni luce |
| Costellazione | Eridano |
| Coordinate | |
| (all'epoca J2000) | |
| Ascensione retta | 04h 45m 30,15038s[1] |
| Declinazione | −03° 15′ 16,7765″[1] |
| Dati fisici | |
| Raggio medio | 6,1 (componente A) R⊙ |
| Massa | 6,2±0,2 (componente A) M⊙
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| Acceleraz. di gravità in superficie | 3,5 cgs (componente A) |
| Velocità di rotazione | 130±3 (componente A) |
| Temperatura superficiale |
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| Luminosità | 1 905 (componente A) L⊙
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| Dati osservativi | |
| Magnitudine app. | 4,00 |
| Magnitudine ass. | −2,06±0,07 |
| Parallasse | 6,25±0,19 mas |
| Nomenclature alternative | |
Mu Eridani (μ Eridani, μ Eri) è una stella binaria a eclisse, appartenente in particolare alla classe delle variabili Algol, situata nella costellazione dell'Eridano. Situata a circa 520 anni luce dal sistema solare, la sua magnitudine apparente pari a +4,00 fa sì che questa stella binaria sia visibile a occhio nudo.[2]
Caratteristiche fisiche
[modifica | modifica wikitesto]Nel 1910, è stato determinato che questo sistema binario è in particolare una stella binaria spettroscopica a singola linea, vale a dire un sistema che non può essere risolto come binaria visuale e in cui è possibile osservare lo spettro di una sola delle due stelle.
Successive osservazioni hanno mostrato che le due stelle orbitano l'una attorno all'altra con un periodo di 7,38 giorni su un'orbita con un'eccentricità pari a 0,344, portando a delle eclissi di tipo Algon;[3] è stato inoltre determinato che la stella primaria, denominata μ Eri A, è una stella B lentamente pulsante, classificata come subgigante blu di tipo spettrale B5 IV,[4] avente una massa e un raggio pari a circa 6 volte quelli del Sole e una luminosità circa 1 905 volte più grande di quella della nostra stella, con una temperatura efficace superiore ai 15500 K.[5]
La stella primaria ha anche una velocità di rotazione di circa 130 km/s, pari a circa il 30% della sua velocità di rotazione critica, ossia la velocità oltre la quale una stella con queste caratteristiche inizierebbe a eiettare materiale dalla sua superficie nello spazio circostante.[5]
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.
- ^ D. L. Crawford et al., Four-color, H-beta, and UBV photometry for bright B-type stars in the northern hemisphere, in The Astronomical Journal, vol. 76, 1971, pp. 1058, Bibcode:1971AJ.....76.1058C, DOI:10.1086/111220.
- ^ M. Jerzykiewicz et al., μ Eridani from MOST and from the ground: an orbit, the SPB component's fundamental parameters and the SPB frequencies, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 432, n. 2, Giugno 2013, pp. 1032-1045, Bibcode:2013MNRAS.432.1032J, DOI:10.1093/mnras/stt522, arXiv:1303.6812.
- ^ H. Levato, Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems, in Astronomy and Astrophysics Supplement Series, vol. 19, Gennaio 1975, pp. 91-99, Bibcode:1975A&AS...19...91L.
- ^ a b J. Daszyńska-Daszkiewicz et al., Oscillation modes in the rapidly rotating slowly pulsating B-type star μ Eridani, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 446, n. 2, Gennaio 2015, pp. 1438-1448, Bibcode:2015MNRAS.446.1438D, DOI:10.1093/mnras/stu2216, arXiv:1410.6283.
