WikiSort.ru - Космос

Мю Голубя
Звезда
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	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 (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
Другие обозначения Мю Голубя Ba μ Columbae, μ Col HD 38666, HIC 27204, HIP 27204, HR 1996, NSV 2630, PPM 281849, 1RXS J054600.0-321824, SAO 196149, 2MASS J05455989-3218232, CD -32 2538, CPD -32 908, CSV 102488, 2E 1553, GC 7230, GCRV 3583, GSC 07061-01617, JP11 1258, MCW 361, N30 1235, ROT 924, SKY# 9464, SRS 41176, TD1 5345, TYC 7061-1617-1, UBV 5921, uvby98 100038666
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
Информация в Викиданных ?

Координаты:  05^ч 45^м 59,9s^с -32° 18′ 23,0″

Мю Голубя (μ Columbae, μ Col) — звезда пятой величины (5^m,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 — 0,1^m 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