Beta Camelopardalis

Beta Camelopardalis

Classificazione	Supergigante gialla
Classe spettrale	G1Ib
Distanza dal Sole	872 anni luce circa
Costellazione	Giraffa
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta	05^h 03^m 25,09^s
Declinazione	+60° 26′ 32,1″
Dati fisici
Raggio medio	47^[1] R_⊙
Massa	6,5^[2] M_⊙
Velocità di rotazione	11 km/s^[2]
Temperatura superficiale	5300 K^[1] (media)
Luminosità	1570^[1] L_⊙
Metallicità	91% del Sole^[2]
Età stimata	40 milioni di anni
Dati osservativi
Magnitudine app.	+4,03 (media)
Magnitudine app.	4,02
Magnitudine ass.	-3,40
Parallasse	3,74 mas
Moto proprio	AR: -6,50 mas/anno Dec: -14,15 mas/anno
Velocità radiale	-1,7 km/s
Nomenclature alternative
10 Camelopardalis, HR 1603 HD 31910, HIP 23522, SAO 13351.
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Beta Camelopardalis (β Cam / β Camelopardalis) è una stella supergigante gialla nella costellazione della Giraffa, distante circa 870 anni luce dalla Terra^[1]. Con 4,0 di magnitudine è la stella più luminosa della sua costellazione. Come anche le altre stelle della Giraffa, Beta Camelopardalis (sprovvista di nome proprio) si presenta alle latitudini settentrionali circumpolare, e rimane quindi visibile per tutto l'anno alle alte latitudini boreali.

Osservazione

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste boreale, avente una declinazione marcatamente settentrionale (+60° 26′), il che la rende ben visibile dal nostro pianeta nelle regioni dell'emisfero nord della Terra, ove appare circumpolare a nord della latitudine +30°N; dall'emisfero sud risulta invece parzialmente visibile solamente per una piccola fascia vicino all'equatore, a nord della latitudine +30°S. La sua magnitudine pari a 4,03 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.

Caratteristiche fisiche

Beta Camelopardalis, 6,5 volte più massiccia e 1500 più luminosa del Sole, ha una compagna a 25.000 U.A. a sua volta doppia; il periodo orbitale della compagna è di almeno 1 milione di anni e le notizie al riguardo non sono molte, se non che la principale di questa coppia è di tipo spettrale A5. Un piccolo mistero è causato dal fatto che la stella sembra non essere variabile, mentre i modelli evolutivi per stelle con questa massa proporrebbero che, mentre la stella sta passando alla fase di gigante rossa, variassero la propria luminosità come le variabili cefeidi.

Note

^ ^a ^b ^c ^d I. McDonald et al., Parameters and IR excesses of Gaia DR1 stars, 2017.
^ ^a ^b ^c Leonid S. Lyubimkov et al., Carbon abundance and the N/C ratio in atmospheres of A-, F- and G-type supergiants and bright giants (PDF), in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 446, n. 4, 2015, p. 3447, Bibcode:2015MNRAS.446.3447L, DOI:10.1093/mnras/stu2299, arXiv:1411.2722.