Русская Википедия:Мю Весов
Шаблон:Звезда Версия2 Мю Весов (μ Весов, Mu Librae, μ Librae, сокращ. Mu Lib, μ Lib) — тройная звезда[1] в зодиакальном созвездии Весы. Звезда имеет видимую звёздную величину +5,32m[2] и, согласно шкале Бортля, звезда видна невооружённым глазом на засвеченном пригородном небе (Шаблон:Lang-en).
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[3] известно, что звёзды удалены примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) 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[4].
Звезда Мю Весов движется довольно медленно относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна Шаблон:Val[4], 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 Шаблон:Val через Шаблон:Val, 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)[5]. По небосводу обе звезды движутся на юго-запад[6], 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)[5], что означает U=Шаблон:Val (движется от галактического центра), V=Шаблон:Val (движется против направления галактического вращения) и W=Шаблон:Val (движется в направлении северного галактического полюса).
Имя звезды
Мю Весов (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[6]. 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 Шаблон:Lang-la) является обозначением Флемстида[6].
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)[7].
Свойства кратной системы Мю Весов
Шаблон:Chart Шаблон:Chart Шаблон:Chart Шаблон:Chart Шаблон:Chart Шаблон:Chart Шаблон:Chart/end
Обозначения: Шаблон:Math — период обращения, Шаблон:Math — большая полуось орбитыИерархия орбит системы Мю Весов
Мю Весов AB — это широкая пара двойных звёзд, которые отдалены друг от друга на расстояние между компаньонами в Шаблон:Val[8] и вращаются друг вокруг друга с периодом Шаблон:Val[9]. У орбиты очень большой эксцентриситет, который равен Шаблон:Val[9], и как результат звезды то сближаются на расстояние Шаблон:Val, то удаляются на расстояние Шаблон:Val. Наклонение в системе не очень велико и составляет Шаблон:Val[9]. 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°Шаблон:Efn{d_\mathrm{S}}\right)</math>, где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.}}, 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 звёзду, 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 (Шаблон:Val) | В апоастре (Шаблон:Val) | |||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| m | L☾ | D°Шаблон:Efn | <math>D_\bigodot</math>% | m | L☾ | D°Шаблон:Efn | <math>D_\bigodot</math>% | |
| 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 Шаблон:Val, у пары звёзд Мю Весов AB присутствует компаньон E, что на расстоянии Шаблон:Val соответствует физическому расстоянию между компаньонами Шаблон:Val и периоду вращения вокруг общего барицентра равному Шаблон:Val[9]. 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 — ~Шаблон:ValШаблон:Efn. 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 — ~Шаблон:Val. 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[10], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как переменная звезда типа α² Гончих Псов[10].
Звёзды довольно молодые: текущий возраст системы Мю Весов определён, как Шаблон:Val[11]. Также известно, что звёзды с массой Шаблон:Val[12] живут на главной последовательности порядка Шаблон:Val, звёзды с массой Шаблон:Val[9] живут на главной последовательности гораздо дольше — порядка Шаблон:Val, а звёзды с массой Шаблон:Val[9] живут на главной последовательности ещё дольше — порядка Шаблон:Val и таким обозом, Мю Весов A очень скоро станет (через Шаблон:Val) красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет белым карликом.
Свойства Мю Весов A
Мю Весов A — судя по её спектральному классу Шаблон:СкзpSrCrEu[1] 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[12]. Также, скорее всего, водород в ядре звезды уже не является ядерным «топливом», то есть звезда сходит с главной последовательности. Масса звезды равна Шаблон:Val[12]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[12], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет.
Для звезд с подобной массой характерен радиус равный Шаблон:Val[13], однако сейчас известно, что радиус звезды равен Шаблон:Val[8], а это значит что звезда, сходя с главной последовательности, увеличивая радиус. Светимость звезды, равная Шаблон:Val[12], 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 Шаблон:Val[12], что даёт период вращения звезды —Шаблон:Val.
Мю Весов A является фотометрической переменной с периодами Шаблон:Val и Шаблон:Val. Напряженность поверхностного магнитного поля составляет Шаблон:Val[12].
Свойства Мю Весов B
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: Шаблон:Val[9], принадлежит к спектральному классу Шаблон:Скзm 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 Шаблон:Val[13], что придаёт ей характерный бело-жёлтый цвет.
Радиус звезды равен Шаблон:Val[13]. Светимость звезды, посчитанная по закону Стефана — Больцмана равна Шаблон:Val. 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 Шаблон:Val, 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°Шаблон:Efn (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
Свойства Мю Весов E
Мю Весов E — судя по её массе, которая равна Шаблон:Val[9], звезда принадлежит к спектральному классу Шаблон:Скз 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 Шаблон:Val[14], что придаёт ей характерный оранжевый цвет.
Радиус звезды, к подобных карликов, должен быть равен Шаблон:Val[14]. Светимость звезды, посчитанная по закону Стефана — Больцмана должна быть равна Шаблон:Val[14]. 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 Шаблон:Val, 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°Шаблон:Efn (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
История изучения кратности звезды
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 106Шаблон:Efn. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[15][16]:
| 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-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии Шаблон:Val. Звезда за последние примерно 150 лет сохраняет небольшое угловом расстоянии, вращаясь по эллиптической орбите;
- компонент C, звезда 15-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии Шаблон:Val. 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-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии Шаблон:Val. 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-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии Шаблон:Val. 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
- Комментарии
- Источники
Ссылки
- ↑ 1,0 1,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокEggleton2008не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокCorben1968не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокvanLeeuwen2007не указан текст - ↑ 4,0 4,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокastromythне указан текст - ↑ 5,0 5,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAnderson2012не указан текст - ↑ 6,0 6,1 6,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокUniverseGuideне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокplanetnamingне указан текст - ↑ 8,0 8,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокHowe2009не указан текст - ↑ 9,0 9,1 9,2 9,3 9,4 9,5 9,6 9,7 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокmscне указан текст - ↑ 10,0 10,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокgcvsне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокKochukhov2006не указан текст - ↑ 12,0 12,1 12,2 12,3 12,4 12,5 12,6 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокWraight2012не указан текст - ↑ 13,0 13,1 13,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокadelman2004не указан текст - ↑ 14,0 14,1 14,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокKieli2007не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокWDSне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAlcyoneне указан текст
