Scheda della stella Graffias; Grafias; Grassias; Acrab; Akrab; Elacrab.

Graffias è la stella beta della costellazione dello Scorpione, posizionata verso la testa dell'animale. In realtà non è affatto la stella più brillante dopo Antares, ma forse Bayer ha voluto premiare con la lettera beta la posizione prominente nella parte anteriore dello scorpione.

Posta a nord-ovest dell'asterismo dello Scorpione, in prossimità delle chele. Si tratta della stella più settentrionale tra le tre che costituiscono la fronte dell'animale (le altre due sono Dschubba e Pi Scorpii). Proprio con Antares e Dschubba, Graffias fa parte dell'asterismo noto come Grande Uncino.
E' una stella a declinazione australe, ma i suoi -19° la rendono visibile ampiamente dall'emisfero boreale fino a 70° Nord, oltre il circolo polare artico. L'osservazione migliore si ha nel passaggio dello Scorpione al meridiano, in estate boreale, da Maggio ad agosto ma prevalentemente tra fine Maggio e metà Giugno.

Graffias fa parte dell'Associazione stellare Scorpius-Centaurus, l'associazione OB più vicina alla Terra. Dovrebbe contare qualcosa come 1.000 stelle (almeno 550) con massa totale intorno alle 15 masse solari. Formate tra i 5 ed i 22 milioni di anni fa, le stelle più massicce dovrebbero già essere esplose come supernovae. Graffias fa parte del sottogruppo noto come Scorpione Superiore o Associazione di Antares (gli altri due sottogruppi sono nel Centauro e sono il Centauro Superiore e Inferiore.

Il suo nome vuol dire granchio, forse perché un tempo i due animali (scorpione e granchio) venivano un po' confusi. E' tuttavia conosciuta anche con il nome Akrab, meno utilizzato.

Trovandosi a meno di un grado dall'eclittica, Graffias può venire occultata dalla Luna e dai pianeti.
E' una stella caldissima, che al telescopio si rivela doppia. La sua compagna ha una magnitudine di 4,9 ed è separata dalla principale di 13,7 secondi d'arco. Inoltre, la primaria è a sua volta una doppia spettroscopica, mentre a mezzo secondo d'arco c'è addirittura una quarta compagna di magnitudine 9.
Non è finita: la secondaria ha anch'essa una compagna a 0,1 secondi d'arco non visibile al telescopio e scoperta il 13 Maggio del 1971 durante una occultazione ad opera del satellite gioviano Io.

In pratica siamo in presenza di un sistema multiplo molto complesso, formato da almeno cinque componenti. Un piccolo telescopio riesce a separare le due componenti principali, la cui separazione di 14 arcosecondi corrisponde, alla distanza di Graffias, a circa 2.200 Unità Astronomiche (330 miliardi di chilometri). Il periodo di mutua rivoluzione delle due stelle è di almeno 16.000 anni.
Soltanto i telescopi più potenti riescono a capire che la stella principale ha una compagna molto più debole, separata da circa mezzo secondo d'arco (pari a 80 Unità Astronomiche). La stella primaria è nota come beta Scorpii A, la compagna più vicina è beta Scorpii B mentre la terza, più lontana e più luminosa, è beta Scorpii C. Lo studio delle compagne più deboli è stato facilitato dalle occultazioni della stella da parte dei pianeti: nel 1971 beta Scorpii A è stata occultata da Giove mentre nel 1972 la componente C è stata occultata dal satellite gioviano Io.

Beta Scorpii A
Si tratta di una binaria spettroscopica con periodo di 6,8 giorni ma le caratteristiche delle due componenti sono state definite con precisione soltanto con l'occultazione di Giove nel 1971 e della Luna sempre negli anni Settanta. La componente principale si chiama beta Scorpii A1, è una stella di classe spettrale B0.5V con temperatura superficiale di circa 28.000 K, che dona alla stella un colore azzurro. Il raggio è di circa 6,5 volte quello del Sole, con massa superiore di circa 13 volte rispetto a quella solare. La sua luminosità dovrebbe aggirarsi intorno alle 9.000 luminosità solari. La sua età, anche in relazione all'appartenenza all'associazione OB, è di circa 5-6 milioni di anni. Il suo futuro, data la massa e l'età, dovrebbe portare ad una evoluzione come supergigante rossa nel giro di 10 milioni di anni, per poi esplodere come supernova.
La componente secondaria è nota come beta Scorpii A2, di classe C2.5V, con temperatura superficiale di circa 24.600 K e colore blu. Il raggio dovrebbe essere quattro volte quello solare, mentre la massa dovrebbe essere 9.5 volte quella della nostra stella. La luminosità dovrebbe essere pari a 2.600 volte quella solare. Anche questa componente dovrebbe avere una età di circa 5-6 milioni di anni. I dubbi riguardano la possibile evoluzione: la massa è al limite tra un futuro da nana bianca ed un futuro da supernova.
Le due componenti sono separate da 1,42 millarcosecondi pari a soli 30 milioni di chilometri, poco più della distanza che separa Mercurio dal Sole. L'orbita è moderatamente eccentrica, inclinata di 65° rispetto alla nostra visuale.

Beta Scorpii C
Meno luminosa e meno studiata rispetto a beta Scorpii A, si tratta di una stella di magnitudine 4,92 e classe spettrale B2V, con temperatura di 22.000 K e colore blu. Il 14 maggio 1971 il satellite Io ha occultato beta Scorpii C, il che ha consentito di stabilire un diametro angolare di 0,2 milliarcosecondi, pari ad un raggio di 5,5 raggi solari. Anche questa componente è una binaria: la componente minore - chiamata beta Scorpii E dovrebbe essere distante 97 milliarcosecondi e dovrebbe avere una massa simile a quella solare.

Beta Scorpii B
Distante dalla componente A di circa 450 milliarcosecondi e più debole di questa di circa 3,31 magnitudini, orbita intorno alla componente A ed attualmente risulta in avvicinamento. Dovrebbe avere spettro B e massa pari a circa 6 masse solari.