Mu Serpentis
| Mu Serpentis A | |
|---|---|
  | |
| Clasificare | Stea albă a secvența principală |
| Clasa spectrală | A0V |
| Distanța de la Soare | 170 de ani lumină |
| Constelaţie | Şarpe |
| Coordonatele | |
| (la momentul respectiv J2000.0 ) | |
| Ascensiunea dreaptă | 15 h 49 m 37.207 s |
| Declinaţie | -03 ° 25 ′ 48,74 ″ |
| Date fizice | |
| Raza medie | 3.2 [1] R ⊙ |
| Masa | 3 M ⊙ |
| Viteza de rotație | 96 km / s |
| Temperatura superficial | 10100 K [2] (medie) |
| Luminozitate | 124 L ⊙ |
| Date observaționale | |
| Aplicația Magnitude. | +3,55 |
| Magnitudine abs. | −0,04 |
| Viteza radială | -9,4 km / s |
| Nomenclaturi alternative | |
Coordonate : 
15 h 49 m 37.207 s , -03 ° 25 ′ 48.74 ″
Mu Serpentis ( μ Ser, μ Serpentis ) este o stea din constelația Șarpelui . Acesta este situat mai precis în „capul” șarpelui (Serpens Caput), magnitudinea sa aparentă este de +3,55 și este la 170 de ani lumină distanță de sistemul solar [3] .
Observare
Este o stea situată în emisfera sudică cerească , dar foarte aproape de ecuatorul ceresc ; aceasta înseamnă că poate fi observat din toate regiunile locuite ale Pământului fără nici o dificultate și că este invizibil doar cu mult dincolo de cercul arctic . În emisfera sudică, pe de altă parte, apare circumpolar doar în zonele cele mai interioare ale continentului antarctic . Fiind de magnitudine +3,55, poate fi observat chiar și din mici centre urbane fără dificultate, deși un cer care nu este excesiv de poluat este mai potrivit pentru identificarea acestuia.
Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii cade în lunile dintre mai și septembrie; din ambele emisfere perioada de vizibilitate rămâne aproximativ aceeași, datorită poziției stelei nu departe de ecuatorul ceresc.
Caracteristici
Mu Serpentis este clasificat ca o stea albă de secvență principală de tip spectral A0V; este de fapt o stea binară , compusă dintr-o componentă principală având o masă care este triplă față de Soare și o luminozitate de 124 de ori mai mare [2] , în timp ce secundara are o masă de două ori mai mare decât cea a stelei noastre [4] . Magnitudinea celor două componente este de 3,75 și respectiv 5,39 și orbitează centrul comun de masă într-o perioadă de 33,75 ani, pe o orbită destul de excentrică (e = 0,75) [5] .
Notă
- ^ Parametrii fundamentali ai stelelor (Allende Prieto +, 1999)
- ^ a b J. Zorec, F. Royer, Viteze de rotație ale stelelor de tip A. IV. Evoluția vitezei de rotație , în Astronomie și astrofizică , vol. 537, A120, ianuarie 2012, p. 22, DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117691 .
- ^ Compilație extinsă Hipparcos (XHIP) (Anderson +, 2012)
- ^ Mase de binare vizuale (Cvetkovic +, 2010)
- ^ Orbite de binare vizuale și mase dinamice (Malkov +, 2012)
