Мю¹ Скорпиона

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
μ¹ Скорпиона
Двойная звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Прямое восхождение +16ч 51м 52.2с
Склонение -38° 02′ 51″
Расстояние 501 ± 71 св. год (154 ± 22 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) от +2,96m до +3,23m[2]
Созвездие Скорпион
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) (-7,6 ± 3,9)[1] км/с,
(−6 ± 3)[3] км/c
Собственное движение (μ) RA: −10,58 ± 0,87[1][4] mas в год
Dec: −22,06 ± 0,74[1][4] mas в год
Параллакс (π) 6,51 ± 0,91[1][4] mas
Характеристики
Спектральный класс B1,5V + B6,5V
Показатель цвета (B − V) −0,212(7)[2]
Показатель цвета (U − B) −0,850(5)[2]
Переменность EB (β Lyr)
Физические характеристики
Масса 8,49(5) + 5,33(5)[2] M
Радиус 4,07(5) + 4,38(5)[2] R
Возраст 13 млн лет[3] лет
Температура 23 725(500) + 16 850(500)[2] K
Другие обозначения
Денеб Акраб, HR 6247, HD 151890, CD−37°11033, FK5 1439, HIP 82514, SAO 208102, GC 22677. μ¹ Sco
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Wikidata-logo S.svg Информация в Викиданных ?

КоординатыSky map +16ч 51м 52.2с -38° 02′ 51″

Мю¹ Скорпиона (лат. μ¹ Scorpii, μ¹ Sco) — двойная звезда в созвездии Скорпиона. Имеет собственное имя — Денеб Акраб (Denebakrab) — «хвост скорпиона».

Мю¹ Скорпиона является затменной переменной звездой типа β Лиры. Оба компонента системы — бело-голубые звёзды спектрального класса B, находящиеся на главной последовательности. Главная звезда имеет массу 8,49(5) M, радиус 4,07(5) R, поверхностную температуру 23 725(500) К[2]; её видимая звёздная величина 3,63m[3]. У меньшего по массе компаньона измеренная масса 5,33(5) M, радиус 4,38(5) R, поверхностная температура 16 850(500) К[2]; видимая звёздная величина 3,85m[3]. Следует отметить, что менее массивный компонент имеет больший радиус, чем более массивный.

Общая видимая звёздная величина системы равна 2,96m, вследствие взаимных затмений с периодом 1,4462700(5) дня[2] она уменьшается до 3,23m (при затмении главного компонента; световой поток при этом уменьшается на 20% по сравнению с фазой вне затмений[3]) или до 3,14m (при затмении компаньона). Плоскость орбиты лежит под небольшим углом к направлению на Солнце (наклонение орбиты 65,4 ± 1°)[2], поэтому для земного наблюдателя диски звёзд перекрываются во время прохождения лишь частично. Расстояние между центрами звёзд составляет 12,90(4) R, орбита близка к круговой[2]; амплитуды скоростей компонентов составляют соответственно 140 ± 5 км/с и 257 ± 10 км/с[3]. Изменение периода обращения вследствие возможного обмена массой между компонентами за время наблюдений не обнаружено[3]. Однако меньшая звезда пары, вероятно, в прошлом подверглась значительному перетоку массы с основного компонента и это существенно повлияло на её эволюцию[3]. Возраст главного компонента оценён в 13 млн лет[3]. Из-за взаимного приливного воздействия компоненты имеют вытянутую форму, больший по массе компонент — эллиптическую, меньший по массе — каплевидную[2].

Расстояние до системы, измеренное методом тригонометрического параллакса, равно 154 ± 22 пк[1]. С ним хорошо согласуется расстояние, измеренное фотометрическим методом: 130 ± 20 пк[3].

Система является членом звёздной OB-ассоциации Скорпиона — Центавра и находится в нескольких градусах восточнее Верхней подгруппы Центавра — Волка (Upper Centaurus Lupus, UCL) этой ассоциации[3]. То, что звезда является спектроскопически двойной, было обнаружено в конце XIX века (S. I. Bailey), а к классу затменно-переменных она была отнесена в 1938 году[5].

Примечания[править | править код]

  1. 1 2 3 4 5 6 Simbad: HD 151890
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 van Antwerpen, C. & Moon, T. (2010), "New observations and analysis of the bright semidetached eclipsing binary μ1 Sco", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Т. 401 (3): 2059–2066, DOI 10.1111/j.1365-2966.2009.15796.x 
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Budding E., Butland R., Blackford M. Absolute parameters of young stars: GG Lup and μ1 Sco // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 2015. — Vol. 448. — P. 3784—3796. — DOI:10.1093/mnras/stv234. — arXiv:1502.04360v1. исправить
  4. 1 2 3 van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics Т. 474 (2): 653–664, DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
  5. Rudnick P., Elvey C. T. Astrophys. J. 1938 (87) 553.