Мю Голубя

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Мю Голубя
Звезда
Columba constellation map ru lite.png
Cercle rouge 100%.svg
StarArrowOL.svg

Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение

05ч 45м 59,9sс

Склонение

-32° 18′ 23,0″

Расстояние

1 300 св. год (398 пк)[1]

Видимая звёздная величина (V)

5.17[1]

Созвездие

Голубь

Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)

109.2 [2] км/c

Собственное движение (μ)

RA: 3.01[2] mas в год
Dec: -22.62[2] mas в год

Параллакс (π)

2.45±0.20[2] mas

Абсолютная звёздная величина (V)

-2.84[3]

Характеристики
Спектральный класс

O9.5V[2]

Показатель цвета (B - V)

-0.28[2]

Показатель цвета (U - B)

-1.12[2]

Переменность

возможна[4]

Физические характеристики
Масса

11,2[5] M

Радиус

4,5[1] R

Возраст

2.5[1] млн лет

Температура

33 700[1] K

Светимость

23 300[1] L

Вращение

~140 км/с (1,5 дн.) [1]

Свойства

Звезда-бегун

Информация в базах данных
SIMBAD

данные

КоординатыSky map 05ч 45м 59,9sс_-32° 18′ 23,0″

Мю Голубя (μ Columbae, μ Col) — звезда пятой величины (5m,17) спектрального класса O9.5, находящаяся на главной последовательности, одна из немногих в своём классе видимая невооружённым взглядом. Имея склонение 32° южнее небесного экватора, Мю Голубя является звездой южного полушария. В северном полушарии звезда наблюдается до 58° северной широты, то есть практически во всех странах, за. исключением Гренландии, северных регионов Канады и России, а также Исландии и большей части Швеции и Норвегии. Лучшие месяцы для наблюдения звезды на территории России: декабрь, январь.

Звезда находится на расстоянии 1 300 световых лет от Земли в созвездии Голубя. Если учесть, что её температура 33 700 K и, соответственно, она много излучает в ультрафиолетовом диапазоне, а также принять во внимание, что величина межзвёздного поглощения пылью невелика — 0m,1 величины, можно вычислить, что Мю Голубя имеет светимость 23 300 солнечных. Из этой цифры можно вычислить, что её радиус в 4,5 раза больше солнечного, а период обращения менее 1,5 дней (хотя точная скорость вращения для этой звезды не известна, но для звёзд этого класса типичная минимальная скорость вращения начинается от 140 км/с). Массу звезды можно оценить как около десяти солнечных[1], Тецлаф и соавт. (2011) дают максимальную оценку массы в 11,2 M[5].

Также является типичным то, что звезда испускает довольно сильный звёздный ветер со скоростью потери массы около 0,1 миллионных долей массы Солнца в год. Мю Голубя и её партнёр AE Возничего являются классическими «звездами-бегунами». Звезда движется со скоростью 117 км/с относительно Солнца, а по отношению к AE Возничему движется прямо от неё со скоростью более чем 200 км/с. Когда-то они, должно быть, были вместе, а теперь отдалены друг от друга на 70 °. Современные вычисления позволяют проследить их историю во времени, и показывают, что пара родилась вблизи области, где сейчас находится Трапеция Ориона (именно области, поскольку самой Трапеции порядка миллиона лет) где-то около 2,5 млн лет назад[1].

Астрономы Блааув и Морган в 1954 году предположили[6], что обе звезды приобрели столь большую скорость вследствие какого-то одного события. Ни АЕ Возничего, ни μ Голубя не показывают признаков обмена массой в прошлом (об этом судят по количеству гелия), а значит, скорее всего, причиной того, что эти две звезды выброшены из скопления, является именно динамический сценарий[7]. Вскоре после рождения пары они испытали близкий пролёт йоты Ориона (Наир Аль Саиф) — кратной звёздной системы, основным компонентом которой является очень тесная двойная звезда с необычно большим эксцентриситетом орбиты. Джиес и Болтон в 1986 году пришли к выводу[8], что АЕ Возничего, μ Голубя, а также пара массивных звёзд с большими эксцентриситетами орбит под названием ι Ориона (О и В гиганты) — результат взаимодействия два-на-два, которая и вызвала появление бегущих звёзд. В результате этого пролёта, звёздные пары, по-видимому, обменялись звёздами, а две другие звезды были выброшены на высокой скорости в разные стороны, одна из которых в настоящее время находится в в созвездии Голубя, а другая в созвездии Возничего[1].

Примечания[править | править вики-текст]

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jim Kaler. Mu Columbae (англ.). STARS. Архивировано из первоисточника 25 января 2013.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 HR 1996 - Variable Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архивировано из первоисточника 25 января 2013. (англ.)
  3. Из видимой звёздной величины и параллакса
  4. Mu Columbae (англ.). BSC. Архивировано из первоисточника 25 января 2013.
  5. 1 2 (January 2011) «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1): 190–200. DOI:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. Bibcode2011MNRAS.410..190T.
  6. Blaauw, A.; Morgan, W. W. (V 1954). «The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with Respect to the Orion Nebula». Astrophysical Journal 119: 625. DOI:10.1086/145866. Bibcode1954ApJ...119..625B. (англ.)
  7. Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; de Zeeuw, P. T. (январь 2001). «On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups». Astronomy and Astrophysics 365,: 49-77. DOI:10.1051/0004-6361:20000014. Bibcode2001A&A...365...49H. (англ.)
  8. Gies, D. R.; Bolton, C. T. (VI 1986). «The binary frequency and origin of the OB runaway stars». Astrophysical Journal Supplement Series 61: 419-454. DOI:10.1086/191118. Bibcode1986ApJS...61..419G. (англ.)