Mimosa (Beta Crucis / β Crucis / β Cru), chiamata anche Becrux, è una stella appartenente alla costellazione della Croce del Sud. Con una magnitudine apparente di 1,30 essa è la seconda stella più brillante della costellazione dopo Acrux nonché la ventesima stella più luminosa del cielo notturno. La sua posizione marcatamente australe ne favorisce l'osservazione nell'emisfero australe, mentre gli osservatori dell'emisfero boreale risultano penalizzati. Mimosa è in realtà un sistema stellare composto da tre componenti: una massiccia stella di classe spettrale B, una secondaria con massa quasi doppia rispetto al Sole e una stella pre-sequenza principale, ancora in fase di formazione. La principale è anche una variabile di tipo β Cephei. Il sistema dista circa 280 anni luce dal Sole. Il nome della stella deriva probabilmente da quello dell'omonimo fiore.
Osservazione Mimosa appare ad occhio nudo come una brillante stella azzurra, sulla chiara scia della Via Lattea australe. È la più orientale delle quattro stelle disposte a croce, che caratterizzano la costellazione della Croce del Sud: essa è quindi, fra tali stelle, la più vicina alla coppia - , dalla quale dista circa 10°. I dintorni osservativi di Mimosa sono molto interessanti: essa si trova nel cielo a meno di un grado a nordovest del famoso ammasso aperto denominato lo Scrigno di Gioie, ovvero NGC 4755. Si tratta di un ammasso di circa 280 stelle concentrate entro un diametro di appena 10', che, alla distanza ipotizzata di 7600 anni luce, equivalgono a circa 14 anni luce.
A poco più di un grado a sud di Mimosa è osservabile la celebre nebulosa Sacco di Carbone, una delle più celebri nebulose oscure della volta celeste, evidentissima all'osservatore in quanto si sovrappone a una vasta zona della Via Lattea. Inoltre Mimosa dista 4° 15' da Acrux, con la quale forma la coppia di stelle con magnitudine inferiore a 1,5 più vicina del cielo notturno. Rimarrà tale fino a circa l'anno 2150, quando sarà superata dalla coppia - , che sta riducendo la sua distanza apparente.
Mimosa ha una declinazione di –59°. Tale posizione marcatamente meridionale implica che essa può essere osservata solo da osservatori che si trovano a sud del 31º parallelo nord, il che esclude il Canada, buona parte degli Stati Uniti, l'intera Europa, l'intera Russia e buona parte della Cina. Inizia invece ad essere osservabile dall'Egitto, dal Texas, dalla Penisola Arabica, dal nord dell'India e dalla Cina del sud. D'altra parte, diventa circumpolare a partire dal 31º parallelo sud, andando verso meridioneUna declinazione di 59°S equivale ad una distanza angolare dal polo sud celeste di 31°; il che equivale a dire che a sud del 31°S l'oggetto si presenta circumpolare, mentre a nord del 31°N l'oggetto non sorge mai..
Il periodo più propizio per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra gennaio e giugno; nell'emisfero australe la sua presenza sempre più alta nel cielo poco dopo il tramonto indica l'inizio della stagione autunnale, mentre nelle sere invernali la stella scompare sotto l'orizzonte sud poche ore dopo il tramonto.
A causa della precessione degli equinozi, 2500 anni fa l'astro era perfettamente visibile da quasi tutto il Mediterraneo, cosicché popoli come i Greci e i Romani la potevano osservare abbastanza bene, anche se bassa sull'orizzonte meridionale; la stella costituiva parte delle zampe posteriori del Centauro, come del resto l'intera costellazione della Croce del Sud, che allora non veniva considerata tale.
Ambiente galattico e distanza
È probabile che Mimosa appartenga all'associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra, della quale fanno parte molte delle stelle blu luminose delle costellazioni dello Scorpione, del Lupo, del Centauro e della Croce del Sud. Centinaia di stelle con massa pari o superiore a 15 masse solari sono state identificate come appartenenti a questa associazione, comprese alcune stelle (come Antares) in una fase avanzata del loro ciclo vitale; si ritiene che il numero complessivo dei membri possa arrivare a 1000-1200 astri.
L'associazione Scorpius-Centaurus è divisa in tre sottogruppi di stelle, chiamati Scorpione superiore, Centauro superiore-Lupo e Centauro inferiore-Croce. È probabile che Mimosa faccia parte di quest'ultimo sottogruppo, che si estende nella parte sudoccidentale del Centauro e che occupa l'area di cielo visibile in direzione della Croce del Sud e della Mosca, fino a raggiungere l'estremità nordorientale della Carena. L'età delle stelle del sottogruppo varia a seconda della loro posizione: le componenti della parte nordorientale, le più prossime al gruppo Centauro superiore-Lupo, hanno un'età di circa 17 milioni di anni, mentre le componenti più meridionali possiedono un'età inferiore, pari a circa 12 milioni di anni; ciò rivela che i fenomeni di formazione stellare sarebbero avvenuti progressivamente in senso nord-sud. Tra i tre sottogruppi dell'associazione Sco-Cen il Centauro inferiore-Croce è quello più vicino a noi, con una distanza media di 118 parsec (circa 385 anni luce).
Quello che suscita dubbi in merito all'effettiva appartenenza di Mimosa a questo sottogruppo è la sua velocità radiale, che si discosta da quella degli altri membri dell'associazione. Tuttavia la natura di stella multipla di Mimosa falsa i dati relativi alla velocità radiale in quanto il moto orbitale delle componenti l'una intorno alle altre si aggiunge ad essa. Quando questo fattore sia stato preso in considerazione, la velocità radiale risulta più compatibile con l'appartenenza al sottogruppo. Inoltre, la presenza di una stella azzurra della massa di Mimosa all'interno di un'associazione OB come quella del Centauro inferiore-Croce non pare poter essere il frutto di una coincidenza. Basandosi su un metodo che non utilizza solo le velocità radiali delle stelle, ma anche la loro parallasse e il loro moto proprio e utilizzando misure più recenti relative a questi tre tipi di dati, Rizzuto et al. (2011) hanno assegnato Mimosa all'associazione con una probabilità del 73%.
Sulla base delle rilevazioni eseguite dal satellite Hipparcos, la parallasse di Mimosa è stata calcolata in 11,17 ± 0,98 milliarcosecondi, che la colloca alla distanza di 291 ± 26 anni luce dalla Terra. Tale distanza è compatibile con l'appartenenza al sottogruppo del Centauro inferiore-Croce.
Caratteristiche fisiche Sebbene, al pari di molte stelle dell'emisfero australe, non sia ancora stata intensamente studiata, le caratteristiche fisiche di Mimosa sono a grandi linee note. La stella è stata riconosciuta avere una velocità radiale variabile già all'inizio del XX secolo e come binaria spettroscopica da Heintz (1957), che deduce un periodo orbitale di 7-8 anni. Aerts et al. (1998), basandosi su osservazioni spettroscopiche effettuate nell'arco di 13 anni, forniscono una migliore stima dei parametri orbitali della binaria. Essi deducono un periodo orbitale di 1828,0 ± 2,5 giorni (poco più di 5 anni), una eccentricità orbitale di 0,38 ± 0,09, una inclinazione orbitale di 16° e un argomento del perielio di 293° ± 9°. Il semiasse maggiore dell'orbita è 8,7 UA (circa 1,3 miliardi di km), mentre l'alta eccentricità porta le due componenti ad avvicinarsi fino a 5,4 UA (circa 850 milioni di km) al periastro e ad allontanarsi fino a 12 UA (circa 1,8 miliardi di km) all'afastro.
La principale
Lo studio della principale è stato facilitato dal fatto che è stato possibile misurare il diametro angolare della stella tramite tecniche interferometriche. Utilizzando il Narrabri Stellar Intensity Interferometer, situato a Narrabri, nel Nuovo Galles del Sud, Hanbury Brown et al. (1974) hanno ottenuto un valore di 0,702 mas, mentre osservazioni coi telescopi H.E.S.S. del 2023 il valore ottenuto è risultato di 0,675 milliarcosecondi. Alla distanza calcolata da Hipparcos, ciò corrisponde a un raggio di 6,16 R⊙Dato il raggio angolare α di una stella e la sua distanza D, allora il suo raggio è dato dall'equazione: .. Altre informazioni utili allo studio della primaria derivano dai suoi parametri orbitali e dalla differenza di luminosità con la secondaria, che è risultata essere di 2,9 magnitudini a 443 nm. Ciò significa che la secondaria emette a questa lunghezza d'onda l'8,5% di quanto emette la primaria. Infine, Aerts et al. (1998) calcolano una gravità superficiale di 3,6 ± 0,1 log g; quest'ultimo dato è importante in quanto, assieme alla misura del raggio, permette di inferire, indipendentemente dalle tracce evolutive o dai parametri orbitali, la massa dell'astro, così da confermare la bontà delle misurazioni degli altri parametri stellari.
La migliore candidata a soddisfare tutti questi requisiti è una stella gigante di classe spettrale B0,5III, avente una massa di 16 M⊙, una temperatura superficiale di 27.000 ± 1000 K, e una luminosità di 34.000 L⊙. Utilizzando questi parametri e utilizzando le tracce evolutive di Bertelli et al. (1994), se ne deduce una età di 8-10 milioni di anni. Questo fa pensare che, sebbene già fuoriuscita dalla sequenza principale, la stella lo sia da poco. Stime più recenti dell'età della principale la indicano leggermente più vecchia, con un'età attorno a 12 milioni di anni; se la massa stimata in quasi 15 volte quella del Sole è corretta, la stella esploderà in supernova entro 1-2 milioni di anni, in quanto l'aspettativa di vita di stelle così massicce si aggira attorno ai 13,9 milioni di anni. La velocità di rotazione proiettata della stella (v × sin i) è stata stimata essere 35 km/s. Poiché le binarie con un asse maggiore inferiore alle 10 UA hanno assi di rotazione tendenzialmente perpendicolari al loro piano orbitale, si può supporre che i sia compreso fra 15° e 20°; ciò implica che la velocità di rotazione sia circa 120 km/s. Dato il raggio della stella, se ne deduce un periodo di rotazione di circa 3,6 giorni.
Le proprietà del vento stellare della principale non sono ancora ben conosciute, ma sulla base di modelli teorici si può prevedere una perdita di massa di 10−8 M☉ per anno e una velocità di 2000 km/s. Si tratta di una massa circa mezzo milione di volte superiore a quella che il Sole perde ogni anno a causa del vento solare. Il vento stellare dell'astro è stato studiato nella banda dei raggi X mediante il telescopio spaziale Chandra. Ciò ha permesso di individuare nel vento due componenti ad alta temperatura, una, più forte, a 2,5 milioni di K, l'altra, più debole, a 6,5 milioni di K, ma non sono stati individuati altri segni tipici di shock a cui i venti molto rapidi delle stelle di classe spettrale O e delle prime sottoclassi della classe B vanno incontro. Inoltre l'emissione di raggi X presenta una variabilità poco accentuata. Ciò farebbe pensare a velocità inferiori a quanto previsto dai modelli teorici.