Мю Голубя

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	1 300 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

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

Мю Голубя (μ Columbae, μ Col) — карликовая звезда пятой величины (5^m,17) спектрального класса O (O9.5) находящаяся на главной последовательности, одна из немногих в своем классе видимая невооруженным 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 межзвездного поглощения пылью невелика — 0^m,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 звезд 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 ее партнер 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 пролет 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 звезд 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 лругая в созвездии Возничего^[1].

Примечания

1. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7 8 9 10} Jim Kaler Mu Columbae  (англ.). STARS.
2. ↑ ^{1 2 3 4 5 6 7} HR 1996 - Variable Star. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. (англ.)
3. ↑ Из видимой звёздной величины и параллакса
4. ↑ Mu Columbae  (англ.). BSC.
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. Bibcode: 2011MNRAS.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. Bibcode: 1954ApJ...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. Bibcode: 2001A&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. Bibcode: 1986ApJS...61..419G. (англ.)