Acrux

Los dos componentes visuales más internos de Acrux son α Crucis A (α ¹ Crucis) y α Crucis B (α ² Crucis), ^{[ 9 ]} separados por 3,9". α ¹ tiene una magnitud de 1,33, mientras que α ² tiene una magnitud de 1,75. ^{[ 3 ]} Se han asignado tipos espectrales B0,5  IV y B1  V a los componentes, lo que muestra que son estrellas calientes de tipo B. ^{[ 5 ]} Orbitan durante un período tan largo que el movimiento apenas se ve. [ ^{3 ] A} partir de su separación proyectada de 430 unidades astronómicas, el período se estima en alrededor de 1300 años. ^{[ 9 ]} α ¹ y α ² son binarias en sí mismas, siendo α ^{1 una} binaria espectroscópica de una sola línea ^{[ 3 ]} y α ² una binaria interferométrica . ^{[ 9 ]}

Los componentes de α ¹ tienen masas de 17 y 6,8 veces la del Sol ( M _☉ ), radios estimados de 6,8 y 3,2 R _☉ , y temperaturas efectivas de aproximadamente 29.000 y 20.000 K.  Tardan 75,747 días en completar una órbita alrededor de la otra en un semieje mayor de casi exactamente una unidad astronómica (ua), con una considerable excentricidad orbital de 0,37. ^{[ 9 ]} La masa de α ¹ Crucis A sugiere que se expandirá en una supergigante roja (similar a Betelgeuse y Antares ) antes de explotar como supernovas . ^{[ 30 ]} El componente Ab puede realizar una captura de electrones en el núcleo degenerado O+Ne+Mg y desencadenar una explosión de supernova, ^{[ 31 ] [ 32 ]} de lo contrario se convertirá en una enana blanca masiva. ^{[ 30 ]}

Los componentes de α ² tienen masas estimadas en 12,4 y 9,8 M _☉ , radios en 5,4 y 4,4 R _☉ , y temperaturas efectivas en 26.950 y  24.350  K , respectivamente. Su órbita no está tan bien restringida, con un probable período orbital de 405,4 días, un semieje mayor de 3,0  ua y una excentricidad de 0,40, aunque un período orbital de 202,9 días junto con una excentricidad mayor de 0,64 y un semieje mayor de 1,90  ua sigue siendo posible. Las órbitas de los sistemas α ¹ y α ² están significativamente desalineadas entre sí, lo que indica que el sistema era inicialmente un sistema múltiple inestable que experimentó un despliegue dinámico. ^{[ 9 ]}

La fotometría realizada con el satélite TESS ha demostrado que una de las estrellas del sistema α Crucis es una variable β Cephei , aunque α ¹ y α ² Crucis están demasiado cerca para que TESS pueda resolverlas y determinar cuál es la pulsante. ^{[ 8 ]}

Rizzuto y sus colegas determinaron en 2011 que el sistema α Crucis tenía un 66 % de probabilidad de pertenecer al subgrupo Lower Centaurus–Crux de la asociación Scorpius–Centaurus . Anteriormente no se había observado que perteneciera a dicho grupo. ^{[ 33 ]} Alrededor de α Crucis existe una onda de choque frontal , visible en el espectro infrarrojo , pero que no está alineada con α Crucis; es probable que esta onda de choque se haya formado a partir de movimientos a gran escala en la materia interestelar. ^{[ 34 ]}

α Crucis C, también conocido como HD 108250 y HR 4729, tiene una magnitud aparente de 4,79 ^{[ 3 ]} y se encuentra a 90 segundos de arco del sistema estelar triple α  Crucis  AB. Comparte movimiento propio común con α  Cru  AB, por lo que generalmente se asume que están físicamente asociados. ^{[ 35 ] [ 36 ]} La separación proyectada entre ambos sistemas es de 9600 unidades astronómicas (ua), lo que, junto con las masas de los componentes, implica un período orbital de 130 000 años. ^{[ 9 ]} Fue observado por primera vez en 1829, como compañero de α Crucis, por James Dunlop desde Paramatta en Nueva Gales del Sur . ^{[ 37 ]} 

α Crucis C es en sí mismo un sistema binario espectroscópico de una sola línea, descubierto inicialmente en 1916, aunque los elementos orbitales no se conocieron hasta 1979. ^{[ 12 ]} Los dos componentes orbitan uno alrededor del otro con un período orbital de aproximadamente 1,225 días. ^{[ 12 ]} La primaria es una estrella de tipo B con una clase espectral B5  V. ^{[ 6 ]} Se estima que es 4,5 veces más masiva que el Sol y 2,5 veces más grande . No se sabe nada sobre la secundaria excepto un límite inferior en su masa de 0,64 M _☉ . ^{[ 9 ]} 

α Crucis D, una compañera cercana de α Crucis C, es una estrella enana roja de magnitud 13,36 ^{[ 3 ]} con un tipo espectral M0V ^{[ 3 ]} y la mitad de la masa del Sol. ^{[ 9 ]} Fue identificada por primera vez en 1999 utilizando óptica adaptativa en longitudes de onda infrarrojas , ^{[ 17 ]} y se encuentra a solo 2,836" de α Crucis C. ^{[ 3 ]} Dada la separación proyectada de 225 ua, se cree que el período orbital entre ella y α Crucis C es de 1500 años. ^{[ 9 ]} Ha sido nombrada α Crucis P (en orden de descubrimiento) o α Crucis D (como el cuarto miembro visible del sistema). ^{[ 3 ]}