Beta Monocerotis

α Monocerotis
Classificazione	stella multipla
Classe spettrale	B4Veshell / B2Vn / B3V:nne
Distanza dal Sole	690 anni luce.
Costellazione	Unicorno
Coordinate
	(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta	06h 28m 49,6169s
Declinazione	-07° 02′ 04,72″
Dati fisici
Massa	7 / 6,2 / 6 M⊙
Temperatura; superficiale	; 19970 / / K (media); ;
Luminosità	3200 / 1600 / 1300 L⊙
Dati osservativi
Magnitudine app.	3,74 (combinata); (4,60 / 5,00 / 5,32)
Magnitudine ass.	-2,89
Parallasse	4,82 mas
Moto proprio	AR: -7 mas/anno; Dec: -5 mas/anno
Velocità radiale	17,20 km/s
Nomenclature alternative
	11 Monocerotis, HIP 30867, WDS 06288-0702A; A: Beta1 Monocerotis, HD 45725, BD−06°1574, HR 2356, GC 8412; B: BD−06°1575B, HD 45726, HR 2357 ; C: BD−06°1575C, HD 45727, HR 2358
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Beta Monocerotis (β Mon / β Monocerotis) è un sistema stellare di magnitudine 3,74 situato nella costellazione dell'Unicorno. Dista circa 690 anni luce dal sistema solare e nonostante gli sia stata attribuita la lettera β nella nomenclatura di Bayer è la stella più luminosa della propria costellazione.

Osservazione

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, 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 3,9, 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 dicembre e maggio; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.

Caratteristiche fisiche

Beta Monocerotis è una stella tripla: la componente principale A è una stella Be di tipo spettrale B4Veshell, dove il "shell" indica appunto che come le altre stelle Be è circondata da un disco di gas all'equatore espulso per la sua alta velocità di rotazione, di circa 330 km/s,^[4] e una massa che è circa 7 volte quella del Sole. Il periodo orbitale di A attorno al baricentro del sistema è di oltre 14.000 anni. Il centro di massa è più vicino alla coppia B-C, perché la somma di B-C è notevolmente superiore a quella di A, anche se quest'ultima presa singolarmente è la più massiccia delle tre.^[3]

A una distanza angolare di 7 secondi d'arco da A, che si traducono, nella realtà, a 1570 UA, si trova la coppia B-C. Anch'esse sono stelle Be e tra loro distano 2,8", che equivalgono a circa 590 UA, e il loro periodo orbitale è di circa 4200 anni.^[3]

Un'altra stella di dodicesima magnitudine si trova a 25" di distanza da A, tuttavia pare che non sia legata gravitazionalmente al sistema.^[3]

Note

^ F. van Leeuwen, Validation of the new Hipparcos reduction, in Astronomy and Astrophysics, vol. 474, n. 2, Novembre 2007, pp. 653–664, DOI:10.1051/0004-6361:20078357.arΧiv:0708.1752
^ Crowther, P. A. et al., Physical parameters and wind properties of galactic early B supergiants, in Astronomy and Astrophysics, vol. 446, n. 1, Gennaio 2006, pp. 279–293. arΧiv:astro-ph/0509436
^ ^a ^b ^c ^d ^e Jim Kaler, Beta Mon, in Stars. URL consultato il 31 maggio 2018 (archiviato dall'url originale il 30 agosto 2008).
^ ^a ^b Be star rotational velocities distribution (Zorec+, 2016)
^ Da magnitudine apparente e distanza, ricavabile da: : $\ M=m+5-5\log _{10}d$