b"\n_START_ARTICLE_\nMu1 Scorpii\n_START_SECTION_\nOsservazione\n_START_PARAGRAPH_\nMu1 Scorpii si individua nella parte centro-meridionale della costellazione, in corrispondenza dell'inizio della sua coda, circa 3\xc2\xb0 gradi e mezzo a sud della pi\xc3\xb9 brillante Epsilon Scorpii._NEWLINE_Posta alla declinazione di 38\xc2\xb0S, Mu1 Scorpii \xc3\xa8 una stella dell'emisfero australe. Questa declinazione ne limita alquanto le sue possibilit\xc3\xa0 di osservazione nell'emisfero boreale, dove non pu\xc3\xb2 essere osservata a nord del 53\xc2\xba parallelo, il che esclude buona parte del Canada e l'Europa settentrionale. Nelle zone temperate dell'emisfero boreale, essa comunque apparir\xc3\xa0 molto bassa sull'orizzonte meridionale, che, perch\xc3\xa9 sia possibile osservarla, deve essere sgombro da ostacoli. Le possibilit\xc3\xa0 di osservazione nell'emisfero nord del nostro pianeta migliorano a latitudini tropicali. Mu1 Scorpii diventa circumpolare solo alle latitudini pi\xc3\xb9 meridionali di 53\xc2\xb0S, cio\xc3\xa8 solo nelle estreme regioni meridionali del Sudamerica e nel continente antartico._NEWLINE_Visivamente Mu1 Scorpii appare molto vicina a Mu2 Scorpii, tanto che la risoluzione di queste due stelle a occhio nudo richiede buone condizioni del cielo, assenza di inquinamento luminoso e buona vista. Le due stelle appaiono infatti distanti fra loro solo pochi primi. In ogni caso un semplice binocolo \xc3\xa8 sufficiente a risolvere la coppia con facilit\xc3\xa0. Per lungo tempo si \xc3\xa8 creduto che Mu1 e Mu2 Scorpii fossero legate fra loro fisicamente in quanto, oltre ad apparire vicine, condividono un moto proprio simile. Le misurazioni moderne tuttavia hanno permesso di stabilire che la vicinanza \xc3\xa8 puramente ottica e che le due stelle si trovano in realt\xc3\xa0 a centinaia di anni luce l'una dall'altra.\n_START_SECTION_\nAmbiente galattico\n_START_PARAGRAPH_\nMu1 Scorpii fa parte, come molte stelle brillanti della costellazione dello Scorpione, dell'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB pi\xc3\xb9 vicina alla Terra. Questa associazione \xc3\xa8 molto estesa, essendo formata da forse 1.200 stelle con masse pari o superiori alle 15 M\xe2\x98\x89. Esse si sono formate in un tempo compreso fra i 5 e i 17-22 milioni di anni. Le stelle pi\xc3\xb9 massicce dell'associazione sono probabilmente gi\xc3\xa0 esplose in supernovae, che hanno dato origine ad ulteriori fenomeni di formazione stellare._NEWLINE_L'associazione Scorpius-Centaurus \xc3\xa8 divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati Scorpione superiore, Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. Mu1 Scorpii fa quasi sicuramente parte del primo di questi sottogruppi, noto anche come Associazione di Antares, sebbene non sia chiaro se Antares faccia parte del sottogruppo o meno. L'associazione Scorpione superiore, che comprende le stelle poste in corrispondenza della testa dello Scorpione, \xc3\xa8 il sottogruppo pi\xc3\xb9 giovane dei tre, essendosi formato circa 5 milioni di anni fa. La distanza media del sottogruppo dalla Terra \xc3\xa8 circa 500-600 anni luce. Secondo le misurazioni del satellite Hipparcos Mu1 Scorpii si trova a 822 anni luce di distanza da noi. Tuttavia a queste distanze il metodo della parallasse utilizzato da Hipparcos \xc3\xa8 poco affidabile e il margine di errore elevato (oltre 200 anni luce),\n_START_SECTION_\nIl sistema\n_START_PARAGRAPH_\nMu1 Scorpii \xc3\xa8 conosciuta essere una binaria spettroscopica fin dal 1896. Le due componenti orbitano l'una intorno all'altra con un periodo di 1,44627 giorni. Un periodo cos\xc3\xac breve \xc3\xa8 indice del fatto che le due componenti sono molto vicine e questo spiega perch\xc3\xa9 non \xc3\xa8 attualmente possibile separarle anche mediante i pi\xc3\xb9 potenti telescopi. In effetti il semiasse maggiore dell'orbita \xc3\xa8 calcolato essere 12,90 \xc2\xb1 0,04 R\xe2\x8a\x99, cio\xc3\xa8 circa solo 9 milioni di km. L'orbita \xc3\xa8 praticamente priva di eccentricit\xc3\xa0, come spesso accade quando le componenti sono molto vicine. Essa \xc3\xa8 inoltre inclinata di 65\xc2\xb0 rispetto alla nostra visuale. Le due componenti si eclissano a vicenda, determinando una variazione di luminosit\xc3\xa0 della stella. In particolare Mu1 Scorpii viene identificata come una variabile del tipo Beta Lyrae: si tratta di solito di stelle di grosse dimensioni e molto vicine fra loro, cos\xc3\xac vicine che la loro forma \xc3\xa8 drasticamente distorta dalla reciproca forza di gravit\xc3\xa0 e c'\xc3\xa8 una grande quantit\xc3\xa0 di materia che fluisce da una componente all'altra. Quando la primaria di Mu1 Scorpii occulta la secondaria si ha una diminuzione di luminosit\xc3\xa0 di 0,19 magnitudini, mentre quando la secondaria occulta la primaria la luminosit\xc3\xa0 scende di 0,30 magnitudini.\n_START_SECTION_\nLe due componenti\n_START_PARAGRAPH_\nMolte variabili Beta Lyrae presentano la caratteristica, per lungo tempo rimasta inspiegata, per cui la stella meno massiccia \xc3\xa8 quella pi\xc3\xb9 evoluta. In effetti questa situazione appariva paradossale in quanto \xc3\xa8 da tempo noto che pi\xc3\xb9 una stella \xc3\xa8 massiccia, prima si evolve. Il problema \xc3\xa8 stato risolto quando ci si \xc3\xa8 resi conto che in coppie molto vicine, quando la stella pi\xc3\xb9 massiccia abbandona la sequenza principale e si incammina nel percorso che la porter\xc3\xa0 a diventare una gigante, essa supera il proprio Lobo di Roche e comincia a cedere massa alla stella secondaria meno massiccia, che rimane ancora all'interno della sequenza principale. Questo trasferimento di massa pu\xc3\xb2, in tempi astronomicamente brevi (mezzo milione di anni), fare diventare la stella una volta pi\xc3\xb9 massiccia la meno massiccia della coppia._NEWLINE_Mu1 Scorpii si trova probabilmente in questa situazione: quella che era una volta la stella principale ha ceduto molta della sua massa a quella che era una volta la secondaria, che \xc3\xa8 diventata la stella pi\xc3\xb9 massiccia. Questo processo \xc3\xa8 ancora in corso: la secondaria sta continuando a cedere massa a quella che \xc3\xa8 ora la stella pi\xc3\xb9 massiccia. La sua forma \xc3\xa8 fortemente distorta e si allunga verso la compagna._NEWLINE_C'\xc3\xa8 tuttavia un dato che non collima con questo quadro: entrambe le stelle che formano la coppia si trovano all'interno della sequenza principale. Di solito, infatti, il trasferimento di massa inizia proprio con l'uscita della stella maggiore dalla sequenza principale e con il suo aumento di volume. \xc3\x88 quindi difficilmente spiegabile come mai questo trasferimento sia iniziato pur trovandosi quella che era una volta la stella principale nella fase centrale della propria esistenza. Al momento attuale non ci sono spiegazioni adeguate di questa particolarit\xc3\xa0._NEWLINE_Un altro punto su cui c'\xc3\xa8 incertezza riguarda le masse delle due componenti. Osservazioni compiute fra il 2006 e il 2008 hanno portato a stimare la massa della principale del sistema 8,49 \xc2\xb1 0,05 M\xe2\x8a\x99 e quella della secondaria 5,33 \xc2\xb1 0.05 M\xe2\x8a\x99. La loro classe spettrale \xc3\xa8 rispettivamente B1,5 e B3-B8 (c'\xc3\xa8 incertezza riguardo alla precisa classe di appartenenza della secondaria). Tuttavia misurazioni precedenti avevano portato a stime delle masse molto superiori. Ad esempio, uno studio del 1979 riportava come valori rispettivamente 12,8 \xc2\xb1 1,5 M\xe2\x8a\x99 e 8,4 \xc2\xb1 1,2 M\xe2\x8a\x99._NEWLINE_Anche riguardo alle temperature superficiali le misurazioni sono in parte discordanti. Alcuni valori stimati per la stella primaria sono 20.000 K, 21.500 K e 23.725 \xc2\xb1 500 K; valori stimati per la secondaria sono 12.500 K, 16.200 K e 16,850 \xc2\xb1 500 K. I raggi sono stati stimati in un articolo del 2010 essere 4,07 \xc2\xb1 0,05 R\xe2\x8a\x99 per la primaria e 4,38 \xc2\xb1 0,05 R\xe2\x8a\x99 per la secondaria. Questo confermerebbe che la secondaria \xc3\xa8 pi\xc3\xb9 evoluta avendo, nonostante la massa inferiore, volume maggiore. Anche in questo caso tuttavia le misurazioni non concordano pienamente: alcuni studi precedenti avevano stimato il raggio della primaria di poco superiore a quello della secondaria. In ogni caso la combinazione di alte temperature e grandi raggi determina una grande luminosit\xc3\xa0 intrinseca delle due componenti: le magnitudini assolute delle due stelle sono stimate essere -4,8 \xc2\xb1 0,2 e -3,6 \xc2\xb1 0,2._NEWLINE_Prendendo per buone le misurazioni pi\xc3\xb9 recenti e tenendo conto che il semiasse dell'orbita si aggira sui 13 R\xe2\x8a\x99, ne segue che le superfici delle due stelle sono molto vicine, circa 4,5 R\xe2\x8a\x99, cio\xc3\xa8 poco pi\xc3\xb9 di 3 milioni di km.\n_START_SECTION_\nEvoluzione\n_START_PARAGRAPH_\nSi pensa che la secondaria stia cedendo alla primaria ogni anno una massa compresa fra gli 0,05 e gli 0,15 millesimi di massa solare. Si tratta di un valore molto elevato perch\xc3\xa9 comporta il trasferimento di una massa pari a quella del Sole ogni circa 10.000 anni. L'evoluzione futura non \xc3\xa8 del tutto chiara. In ogni caso, quando l'attuale componente pi\xc3\xb9 massiccia uscir\xc3\xa0 dalla sequenza principale, aumentando il proprio volume, le parti si invertiranno ed essa comincer\xc3\xa0 a ricedere la propria massa all'attuale componente secondaria. Se quest'ultima nel frattempo sar\xc3\xa0 diventata una nana bianca, allora il sistema potrebbe diventare cataclismatico perch\xc3\xa9 il gas ceduto dall'altra stella e accumulatosi sulla superficie della nana bianca sarebbe compresso e scaldato al punto tale da produrre delle novae. Se la massa accumulata fosse sufficiente, la nana bianca potrebbe anche esplodere in una supernova di tipo Ia."