Mu duva

Mu Dove (μ Columbae, μ Col)  är en stjärna av den femte magnituden (5 m , 17) av spektraltyp O9.5, belägen på huvudsekvensen , en av de få i sin klass som är synlig för blotta ögat . Med en deklination på 32° söder om himmelsekvatorn är Mu Dove en stjärna på södra halvklotet . På norra halvklotet observeras stjärnan upp till 58° nordlig latitud , det vill säga i nästan alla länder, med undantag för Grönland , de norra delarna av Kanada och Ryssland , samt Island och större delen av Sverige och Norge . De bästa månaderna för att observera en stjärna i Ryssland är: december , januari .

Stjärnan ligger 1 300 ljusår från jorden i stjärnbilden Duva . Om vi ​​tar hänsyn till att dess temperatur är 33 700 K och följaktligen den utstrålar mycket i det ultravioletta området och även tar hänsyn till att mängden interstellär absorption av damm är liten - 0,1 m magnitud , kan vi beräkna att Mu Pigeon har en ljusstyrka på 23 300 solenergi . Från denna figur kan vi beräkna att dess radie är 4,5 gånger större än solen , och rotationsperioden är mindre än 1,5 dagar (även om den exakta rotationshastigheten för denna stjärna är okänd, men för stjärnor i denna klass är det typiska minimumet rotationshastigheten börjar från 140 km/s ). Stjärnans massa kan uppskattas till ett tiotal solar [1] , Tetzlaf et al. (2011) ger en maximal massuppskattning av 11,2 M ⊙ [5] .

Det är också typiskt att en stjärna avger en ganska stark stjärnvind med en massförlusthastighet på cirka 0,1 miljondelar av solens massa per år. Mu Dove och hennes partner AE Aurigae är klassiska " stjärnlöpare ". Stjärnan rör sig med en hastighet av 117 km/s i förhållande till solen , och i förhållande till AE Aurigae rör sig den direkt bort från den med en hastighet av mer än 200 km/s . En gång måste de ha varit tillsammans, men nu är de 70 ° ifrån varandra . Moderna beräkningar gör det möjligt för oss att spåra deras historia i tid och visar att paret föddes nära området där Orions trapets nu ligger (exakt området, eftersom själva trapetsen är ungefär en miljon år gammal) någonstans för omkring 2,5 miljoner år sedan [ 1] .

Astronomerna Blaau och Morgan föreslog 1954 [ 6] att båda stjärnorna fick så hög hastighet på grund av en enda händelse. Varken AE Aurigae eller μ Dove visar tecken på massutbyte i det förflutna (detta bedöms utifrån mängden helium ), vilket betyder att det dynamiska scenariot med största sannolikhet är orsaken till att dessa två stjärnor kastas ut från klustret [7] . Kort efter parets födelse upplevde de en nära förbiflygning av Iota Orion (Nair Al Saif), ett multipelstjärnsystem vars huvudkomponent är en mycket nära dubbelstjärna med en ovanligt stor orbital excentricitet . Gies och Bolton drog 1986 slutsatsen [8] att AE Aurigae , μ Dove och ett par massiva stjärnor med stora orbitala excentriciteter som kallas ι Orionis (O- och B-jättar) är resultatet av en två-och-två-interaktion, som och orsakade uppkomsten av löparstjärnor. Som ett resultat av denna förbiflygning utbytte stjärnpar tydligen stjärnor, och två andra stjärnor slungades ut med hög hastighet i olika riktningar, varav den ena för närvarande befinner sig i stjärnbilden Duva och den andra i stjärnbilden Auriga [1] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jim Kaler. Mu Columbae  (engelska) . STJÄRNOR . Arkiverad från originalet den 24 januari 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 HR 1996 - Variabel stjärna . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Datum för åtkomst: 11 december 2012. Arkiverad från originalet den 25 januari 2013.  (obestämd)  (Engelsk)
3. ↑ Från skenbar magnitud och parallax
4. ↑ Mu Columbae  . B.S.C. _ Arkiverad från originalet den 25 januari 2013.
5. ↑ 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM En katalog över unga förrymda Hipparcos-stjärnor inom 3 kpc från solen  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 2011. - Januari ( vol. 410 , nr 1 ). - S. 190-200 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x . - . - arXiv : 1007.4883 .
6. ↑ Blaauw, A.; Morgan, WW The Space Motions of AE Aurigae and μ Columbae with respect to the Orionnebula  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1954. - Maj ( vol. 119 ). — S. 625 . - doi : 10.1086/145866 . - .  (Engelsk)
7. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT Om ursprunget till stjärnorna av O- och B-typ med höga hastigheter. II. Stjärnor och pulsarer som skjutits ut från de närliggande unga stjärngrupperna  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2001. - Januari ( vol. 365, ). - S. 49-77 . - doi : 10.1051/0004-6361:20000014 . - .  (Engelsk)
8. ↑ Gies, D.R.; Bolton, CT Den binära frekvensen och ursprunget för OB-stjärnornas skenande  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1986. - Juni ( vol. 61 ). - s. 419-454 . - doi : 10.1086/191118 . - .  (Engelsk)