Мю Голубя
| Мю Голубя | ||
|---|---|---|
| Звезда | ||
| ||
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
||
| Прямое восхождение | 05ч 45м 59,9с −32° 18′ 23,0″ | |
| Склонение | 05ч 45м 59,9с −32° 18′ 23,0″ | |
| Расстояние | 1300 св. лет (398 пк)[1] | |
| Видимая звёздная величина (V) | 5,17[1] | |
| Созвездие | Голубь | |
| Астрометрия | ||
| Лучевая скорость (Rv) | 109,2 [2] км/c | |
| Собственное движение | ||
| • прямое восхождение | 3,01[2] mas в год | |
| • склонение | −22,62[2] mas в год | |
| Параллакс (π) | 2,45 ± 0,20[2] mas | |
| Абсолютная звёздная величина (V) | -2,84[3] | |
| Спектральные характеристики | ||
| Спектральный класс | O9,5V[2] | |
| Показатель цвета | ||
| • B−V | -0,28[2] | |
| • 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 | |
Мю Голубя | ||
| Информация в базах данных | ||
| SIMBAD | данные | |
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 1300 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 — 0,1m 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 дня (хотя точная скорость вращения для этой звезды неизвестна, 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 Блаау 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 созвездии Голубя, а другая в созвездии Возничего[1].
Примечания
- ↑ 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 1,8 1,9 Jim Kaler. Mu Columbae (англ.). STARS. Архивировано 24 января 2013 года.
- ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 2,6 HR 1996 - Variable Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 11 декабря 2012. Архивировано 25 января 2013 года. (англ.)
- ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
- ↑ Mu Columbae (англ.). BSC. Архивировано 25 января 2013 года.
- ↑ 5,0 5,1 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — January (vol. 410, no. 1). — P. 190—200. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. — . — arXiv:1007.4883.
- ↑ Blaauw, A.; Morgan, W. W. The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with Respect to the Orion Nebula (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1954. — May (vol. 119). — P. 625. — doi:10.1086/145866. — . (англ.)
- ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, J. H. J.; de Zeeuw, P. T. 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 (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2001. — January (vol. 365,). — P. 49—77. — doi:10.1051/0004-6361:20000014. — . (англ.)
- ↑ Gies, D. R.; Bolton, C. T. The binary frequency and origin of the OB runaway stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1986. — June (vol. 61). — P. 419—454. — doi:10.1086/191118. — . (англ.)
