Мю Весов

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 21 июля 2022 года; проверки требуют 7 правок.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Мю Весов
Кратная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 14ч 49м 19,05с[1]
Склонение −14° 08′ 56,48″[1]
Расстояние 240±10 св. лет (73±4 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 5.32[2]
Созвездие Весы
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −3,2 ± 1,4[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение −65,95[1] mas в год
 • склонение −14,54[1] mas в год
Параллакс (π) 13.71 ± 0.69[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 1,32 ± 0,20[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс A1pSrCrEu[5]
Показатель цвета
 • B−V +0.07[2]
 • U−B −0,05
Переменность ACV[6]
Физические характеристики
Радиус 2,59 R☉
Возраст 417 млн.[4] лет
Температура 8000 К[16]
Светимость 41,7 L☉
Металличность −0,424[16]
Вращение 18,6 ± 1,6 км/с[17]
Элементы орбиты
Период (P) 614[7] лет
Большая полуось (a) 1,587[7]″
Эксцентриситет (e) 0,65[7]
Наклонение (i) 52,9[7]°v
Узел (Ω) 46,5[7]°
Эпоха периастра (T) 1655[7]
Аргумент перицентра (ω) 116,5[7]
Коды в каталогах

Ba Мю Весов, μ Весов, Mu Librae, μ Librae, Mu Lib, μ Lib
Fl 7 Весов; 7 Librae, 7 Lib
BD -13 3986, CCDM J14493-1409AB, HD 130559, HIC 72489, HIP 72489, HR 5523, IRAS 14465-1356, PPM 229330, SAO 158821, GC 19938, GCRV 8600, IDS 14438-1344, PLX 3345, TD1 17724, WDS J14493-1409AB

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [14][15]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Мю Весов (μ Весов, Mu Librae, μ Librae, сокращ. Mu Lib, μ Lib) — тройная звезда[5] в зодиакальном созвездии Весы. Звезда имеет видимую звёздную величину +5,32m[2] и, согласно шкале Бортля, звезда видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе (англ. Bright suburban sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1] известно, что звёзды удалены примерно на 240 св. лет (73 пк) от Земли. Звезды наблюдается южнее 76° ю. ш., то есть южнее о-вов Северного (Новая Земля), Котельного, Принс-Патрика, Мелвилла (Канада) и Коберга, таким образом, звезда видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением полярных областей Арктики. Лучшее время наблюдения — май[18].

Звезда Мю Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна −4 км/с[18], что составляет 40 % от скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. Звезды Мю Весов A и B приблизятся к Солнцу на расстояние 72,2 св. лет через 317 000 лет, когда Мю Весов A увеличит свою яркость на 0,1m до величины 5,22m (то есть будет светить тогда, как Ро² Рака светит сейчас), а Мю Весов B увеличит свою яркость на 0,1m до величины 6,62m (то есть будет светить тогда, почти как Пи¹ Журавля светит сейчас)[19]. По небосводу обе звезды движутся на юго-запад[20], проходя по небесной сфере 0,06753 и 0.06073 угловых секунд в год, соответственно.

Средняя пространственные скорости Мю Весов имеет следующие компоненты (U, V, W) =(-14.7, −22.2, 3.2)[19], что означает U=−14,7 км/с (движется от галактического центра), V=−22,2 км/с (движется против направления галактического вращения) и W=3,2 км/с (движется в направлении северного галактического полюса).

Имя звезды

[править | править код]

Мю Весов (латинизированный вариант лат. Mu Librae) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[20]. Хотя звезда и имеет обозначение μ (Мю — 12-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 23-я по яркости в созвездии. 7 Весов (латинизированный вариант лат. 7 Librae) является обозначением Флемстида[20].

Обозначения компонентов как Мю Весов AB, AC, AD и AE вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[21].

Свойства кратной системы Мю Весов

[править | править код]
A
T = 614 лет
a=1,587 ″
B
T=42 258 лет
a=26.555 ″
E
Обозначения: T — период обращения, a — большая полуось орбиты
Иерархия орбит системы Мю Весов

Мю Весов AB — это широкая пара двойных звёзд, которые отдалены друг от друга на расстояние между компаньонами в 190 а.е.[9] и вращаются друг вокруг друга с периодом 614 лет[7]. У орбиты очень большой эксцентриситет, который равен 0,65[7], и как результат звезды то сближаются на расстояние 66,5 а.е., то удаляются на расстояние 313,5 а.е.. Наклонение в системе не очень велико и составляет 52,9 °[7]. Эпоха периастра, то есть год, когда звёзды сближались на минимальное расстояние — 1655 год.

Если мы будем смотреть со стороны Мю Весов A на Мю Весов B, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −17.85m, то есть с яркостью 111 лун в полнолуние. Причём угловой размер звезды будет — 0,007°[d], что составляет 1,5 % углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны Мю Весов B на Мю Весов A, то мы увидим жёлто-белую звезду, которая светит с яркостью −18.78m, то есть с яркостью 261 лун в полнолуние. Причём угловой размер звезды будет точно таким же как и у Мю Весов B. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (66,5 а.е.) В апоастре (313,5 а.е.)
m L☾ D°[d] % m L☾ D°[d] %
B→A -21.06 2130 ~0,02° 4.15 % -17.69 96 ~0,004° 0.9 %
A→B -20.03 825 ~0,02° 4.15 % -16.66 37,1 ~0,004° 0.9 %

На угловом расстоянии 26,555 секунд дуги, у пары звёзд Мю Весов AB присутствует компаньон E, что на расстоянии 240 св. лет соответствует физическому расстоянию между компаньонами 1765,6 а.е. и периоду вращения вокруг общего барицентра, равному 42 258 лет[7]. Если мы будем смотреть со стороны пары Мю Весов AB на спутник Мю Весов E, то мы увидим оранжевую звёздочку, которая светит с яркостью −4.93m, то есть с яркостью 1,27 венер (в максимуме). Причём угловой размер звезды будет — ~2,81 mas[d]. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Мю Весов E на пару звёзд Мю Весов AB, то мы увидим две бело-жёлтые звёзды, одна из которых светит с яркостью от −13.94m, то есть с яркостью 3 лун в полнолуние, а вторая светит с яркостью −12.91m, то есть с яркостью 1,17 лун в полнолуние. Причём угловой размер обоих звёзд будет одинаковый — ~2,8 ″. При этом максимальное угловое расстояние между звёздами будет 20,3°.

Звезда Мю Весов слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 5,32m[6], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как переменная звезда типа α² Гончих Псов[6].

Звёзды довольно молодые: текущий возраст системы Мю Весов определён, как 417 млн. лет[4]. Также известно, что звёзды с массой 2,31 [8] живут на главной последовательности порядка 1 млрд. лет, звёзды с массой 1,7 [7] живут на главной последовательности гораздо дольше — порядка 6,4 млрд. лет, а звёзды с массой 0,67 [7] живут на главной последовательности ещё дольше — порядка 30,7 млрд. лет и таким обозом, Мю Весов A очень скоро станет (через 600 млн. лет) красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом.

Свойства Мю Весов A

[править | править код]

Мю Весов A — судя по её спектральному классу A1pSrCrEu[5] звезда принадлежит к спектральному классу A1. Также она представляет собой магнитную Ар-звезду демонстрирующую пекулярный спектр, а также демонстрирующую переизбыток стронция, хрома, европия, а также алюминия[8]. Также, скорее всего, водород в ядре звезды уже не является ядерным «топливом», то есть звезда сходит с главной последовательности. Масса звезды равна 2,31 [8]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 9592 К[8], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет.

Для звезд с подобной массой характерен радиус равный 1,82 [22], однако сейчас известно, что радиус звезды равен 2,59 [9], а это значит что звезда, сходя с главной последовательности, увеличивая радиус. Светимость звезды, равная 41,7 [8], что также указывает на то. что звезда не является уже прекращает быть карликом. Скорость вращения Мю Весов A превосходит солнечную почти в 15 раз и равна 29,0 км/с[8], что даёт период вращения звезды —4,6 дн..

Мю Весов A является фотометрической переменной с периодами 25,3992 ± 0,1970 суток и 1,8871 ± 0,0008 суток. Напряженность поверхностного магнитного поля составляет 1,375 Гс[8].

Свойства Мю Весов B

[править | править код]

Вторичный компонент B представляет собой Am-звезду показывающую пекулярный спектр, то есть необычно сильные линии поглощения некоторых элементов, а также демонстрирующую переизбыток металлов. Мю Весов B — судя по её массе, которая равна: 1,7 [7], принадлежит к спектральному классу A6m и соответственно звезда является карликом спектрального класса A, а также это указывает на то, что водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 7483 К[22], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет.

Радиус звезды равен 2,59 [22]. Светимость звезды, посчитанная по закону Стефана — Больцмана равна 8,84 . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,97 а. е., то есть во внешнюю часть главного пояса астероидов, а более конкретно на орбиту астероида Клитемнестра. Причём с такого расстояния Мю Весов B выглядела бы на 7 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,46°[d] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Свойства Мю Весов E

[править | править код]

Мю Весов E — судя по её массе, которая равна 0,67 [7], звезда принадлежит к спектральному классу K5V и соответственно звезда является карликом спектрального класса K, а также это указывает на то, что водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда, находится на главной последовательности. Звезда должна излучать энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4350 К[23], что придаёт ей характерный оранжевый цвет.

Радиус звезды, к подобных карликов, должен быть равен 0,68 [23]. Светимость звезды, посчитанная по закону Стефана — Больцмана должна быть равна 0,082 [23]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,29 а. е., то есть в точку на 25 % ближе чем Меркурий располагается к Солнцу. Причём с такого расстояния Мю Весов E выглядела бы в 2,5 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,25°[d] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

История изучения кратности звезды

[править | править код]

В период с 1873 года по 1889 год американский астроном Ш. Бёрнхем открыл пятикратность Мю Весов, то есть им открыл компонент AB, AC, AD и AE и звёзды вошли в каталоги как BU 106[e]. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[24][25]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1873 110 340° 1.3″ 5.61m 6.62m
1875 335° 1.4″
1991 1° 1.9'″
2016 4° 2.0″
AC 1889 7 283° 18.2″ 5.61m 14.70m
1958 289° 18.2″
2000 252° 15″
AD 1889 8 185° 26.1″ 5.61m 14.10m
1958 174° 25″
2000 168° 25.7″
AE 1878 11 232° 27.3″ 5.61m 12.60m
2015 232° 26.6″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Мю Весов, есть два спутника:

  • компонент B, звезда 7-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 2,0 секунд дуги. Звезда за последние примерно 150 лет сохраняет небольшое угловом расстоянии, вращаясь по эллиптической орбите;
  • компонент C, звезда 15-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 12,9 секунд дуги. Звезда за последние примерно 150 лет движется по прямой, что является несомненным признаком звезды, лежащей на линии прямой видимости и являющейся фоновой звездой;
  • компонент D, звезда 14-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 25,7 секунд дуги. Звезда за последние примерно 150 лет движется по прямой, что является несомненным признаком звезды, лежащей на линии прямой видимости и являющейся фоновой звездой;
  • компонент E, звезда 13-й величины, находящаяся на угловом расстоянии 26,6 секунд дуги. Звезда за последние, примерно 150 лет, сохраняет достаточно большое угловом расстоянии, вращаясь по эллиптической орбите вместе со парой звезд Мю Весов AB. Однако, две звезды хотя и претерпевают тесное сближение, но, скорее всего, гравитационно уже не связаны друг с другом. Также можно отметить, что звёзды, вероятно, родились совместно в одном молекулярном облаке, но теперь, удаляются, друг от друга по спирали, сохраняя, пока, общее движение.

Примечания

[править | править код]

Комментарии

  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
  3. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  5. ↑ BU — ссылка на каталог Ш. Бёрнхема, 106 — номер записи в его каталоге

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 Corben, P. M.; Stoy, R. H. (1968), "Photoelectric Magnitudes and Colours for Bright Southern Stars", Monthly Notes of the Astronomical Society of Southern Africa[англ.] (англ.), 27: 11, Bibcode:1968MNSSA..27...11C. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
  3. ↑ de Bruijne, J. H. J.; Eilers, A.-C. (October 2012), "Radial velocities for the HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion project", Astronomy & Astrophysics (англ.), 546: 14, arXiv:1208.3048, Bibcode:2012A&A...546A..61D, doi:10.1051/0004-6361/201219219, A61. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  4. ↑ 1 2 3 Kochukhov, O.; Bagnulo, S. (2006), "Evolutionary state of magnetic chemically peculiar stars", Astronomy and Astrophysics (англ.), 450 (2): 763, arXiv:astro-ph/0601461, Bibcode:2006A&A...450..763K, doi:10.1051/0004-6361:20054596. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (September 2008), "A catalogue of multiplicity among bright stellar systems", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.), 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  6. ↑ 1 2 3 NSV 6816 (англ.). ГАИШ.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Multiple Star Catalog (HIP => 72489) (англ.). A.Tokovinin.
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Wraight, K. T.; et al. (February 2012), "A photometric study of chemically peculiar stars with the STEREO satellites - I. Magnetic chemically peculiar stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.), 420 (1): 757—772, arXiv:1110.6283, Bibcode:2012MNRAS.420..757W, doi:10.1111/j.1365-2966.2011.20090.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
  9. ↑ 1 2 3 4 5 Howe, K. S.; Clarke, C. J. (January 2009), "An analysis of v sin (i) correlations in early-type binaries", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (англ.), 392 (1): 448—454, Bibcode:2009MNRAS.392..448H, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14073.x. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  10. ↑ 1 2 3 4 5 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Явное указание et al. в: |first1= (справка) Gaia DR2 record for this source at VizieR
  11. ↑ Wilson, Ralph Elmer. General Catalogue of Stellar Radial Velocities (англ.). — Washington: Carnegie Institution for Science, 1953.
  12. ↑ Høg, E.; Fabricius, C.; Makarov, V. V.; Urban, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastian, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A. The Tycho-2 catalogue of the 2.5 million brightest stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2000. — Vol. 355. — P. L27. — Bibcode: 2000A&A...355L..27H.
  13. ↑ Mason, B. D.; et al. (2014), The Washington Visual Double Star Catalog (англ.), Bibcode:2001AJ....122.3466M, doi:10.1086/323920, Архивировано из оригинала 4 июля 2019, Дата обращения: 22 июля 2015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
  14. ↑  (англ.) "* mu. Lib -- Double or multiple star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано из оригинала 3 октября 2020, Дата обращения: 8 августа 2020
  15. ↑  (англ.) "* mu. Lib B -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 августа 2020
  16. ↑ 1 2 Steinmetz M., Guiglion G., McMillan P. J., Matijevič G., Enke H., Kordopatis G., Zwitter T., Valentini M., Chiappini C., Casagrande L. et al. The Sixth Data Release of the Radial Velocity Experiment (RAVE). II. Stellar Atmospheric Parameters, Chemical Abundances, and Distances (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2020. — Vol. 160, Iss. 2. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/AB9AB8 — arXiv:2002.04512
  17. ↑ Sikora J., Wade G. A., Power J., Neiner C. A volume-limited survey of mCP stars within 100 pc - I. Fundamental parameters and chemical abundances (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2018. — Vol. 483, Iss. 2. — P. 2300—2324. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STY3105 — arXiv:1811.05633
  18. ↑ 1 2 HR 5523. Каталог ярких звёзд. Дата обращения: 14 августа 2020. Архивировано 22 января 2020 года.
  19. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка) XHIP recno=72247
  20. ↑ 1 2 3 MuLibrae Mu Librae (7 Librae) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  21. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  22. ↑ 1 2 3 Adelman, S. J. The physical properties of normal a stars (англ.) // International Astronomical Union : journal. — 2005. — Vol. 2004. — doi:10.1017/S1743921304004314.
  23. ↑ 1 2 3 Kieli Star tables (англ.). Calstatela (2007). Архивировано 17 марта 2008 года.
  24. ↑ BU 106: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 14 августа 2020. Архивировано 17 марта 2016 года.
  25. ↑ m Librae (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 14 августа 2020. Архивировано 17 июня 2016 года.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Мю_Весов&oldid=140764946