Paloma Mu

Mu Dove (μ Columbae, μ Col)  es una estrella de quinta magnitud (5 m , 17) de tipo espectral O9.5, situada sobre la secuencia principal , una de las pocas de su clase visibles a simple vista . Con una declinación de 32° al sur del ecuador celeste , Mu Dove es una estrella en el hemisferio sur . En el hemisferio norte , la estrella se observa hasta los 58° de latitud norte , es decir, en casi todos los países, a excepción de Groenlandia , las regiones del norte de Canadá y Rusia , así como Islandia y la mayor parte de Suecia y Noruega . Los mejores meses para observar una estrella en Rusia son: diciembre , enero .

La estrella se encuentra a 1.300 años luz de la Tierra en la constelación Dove . Si tenemos en cuenta que su temperatura es de 33.700 K y, en consecuencia, irradia mucho en el rango ultravioleta , y también que la cantidad de absorción interestelar por el polvo es pequeña - 0,1 m de magnitud , podemos calcular que Mu Paloma tiene una luminosidad de 23.300 solares . A partir de esta cifra, podemos calcular que su radio es 4,5 veces mayor que el del sol , y el período de revolución es inferior a 1,5 días (aunque se desconoce la velocidad de rotación exacta de esta estrella, pero para las estrellas de esta clase, el mínimo típico la velocidad de rotación comienza a partir de 140 km/s ). La masa de la estrella se puede estimar en unas diez solares [1] , Tetzlaf et al. (2011) dan una estimación de masa máxima de 11,2 M ⊙ [5] .

También es típico que una estrella emita un viento estelar bastante fuerte con una tasa de pérdida de masa de alrededor de 0,1 millonésimas de la masa del Sol por año. Mu Dove y su compañero AE Aurigae son los clásicos " corredores estelares ". La estrella se mueve a una velocidad de 117 km/s en relación con el Sol , y en relación con AE Aurigae se aleja directamente de él a una velocidad de más de 200 km/s . Una vez debieron haber estado juntos, pero ahora están a 70 ° de distancia . Los cálculos modernos nos permiten rastrear su historia en el tiempo y muestran que la pareja nació cerca del área donde ahora se encuentra el trapezoide de Orión (exactamente el área, ya que el propio trapecio tiene alrededor de un millón de años) hace alrededor de 2,5 millones de años [ 1] .

Los astrónomos Blaau y Morgan sugirieron en 1954 [6] que ambas estrellas adquirieron una velocidad tan alta debido a un solo evento. Ni AE Aurigae ni μ Dove muestran signos de intercambio de masa en el pasado (esto se juzga por la cantidad de helio ), lo que significa que el escenario dinámico es probablemente la razón por la que estas dos estrellas son expulsadas del cúmulo [7] . Poco después del nacimiento de la pareja, experimentaron un sobrevuelo cercano de Iota Orion (Nair Al Saif), un sistema estelar múltiple cuyo componente principal es una estrella binaria muy cercana con una excentricidad orbital inusualmente grande . Gies y Bolton en 1986 concluyeron [8] que AE Aurigae , μ Dove y un par de estrellas masivas con grandes excentricidades orbitales llamadas ι Orionis (gigantes O y B) son el resultado de una interacción de dos por dos, que causó la aparición de estrellas fugaces. Como resultado de este sobrevuelo, los pares estelares aparentemente intercambiaron estrellas, y otras dos estrellas fueron expulsadas a gran velocidad en diferentes direcciones, una de las cuales se encuentra actualmente en la constelación Dove y la otra en la constelación Auriga [1] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Jim Kaler. Mu Columbae  (inglés) . ESTRELLAS . Archivado desde el original el 24 de enero de 2013.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 HR 1996 - Estrella variable . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Fecha de acceso: 11 de diciembre de 2012. Archivado desde el original el 25 de enero de 2013.  (indefinido)  (Inglés)
3. ↑ De magnitud aparente y paralaje
4. ↑ Mu Columbae  . BSC _ Archivado desde el original el 25 de enero de 2013.
5. ↑ 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhauser, R.; Hohle, MM Un catálogo de jóvenes estrellas Hipparcos fugitivas dentro de 3 kpc del Sol  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  : revista  . - Oxford University Press , 2011. - Enero ( vol. 410 , no. 1 ). - P. 190-200 . -doi : 10.1111 / j.1365-2966.2010.17434.x . - . -arXiv : 1007.4883 . _
6. ↑ Blaauw, A.; Morgan, WW Los movimientos espaciales de AE ​​Aurigae y μ Columbae con respecto a la nebulosa de Orión  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 1954. - Mayo ( vol. 119 ). — Pág. 625 . -doi : 10.1086/ 145866 . - .  (Inglés)
7. ↑ Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT Sobre el origen de las estrellas de tipo O y B con altas velocidades. II. Estrellas fugitivas y púlsares expulsados ​​de los grupos estelares jóvenes cercanos  // Astronomía y astrofísica  : revista  . - EDP Ciencias , 2001. - Enero ( vol. 365, ). - Pág. 49-77 . -doi : 10.1051/0004-6361 : 20000014 . - .  (Inglés)
8. ↑ Gies, DR; Bolton, CT La frecuencia binaria y el origen de las estrellas fugitivas OB  //  The Astrophysical Journal  : diario. - Ediciones IOP , 1986. - Junio ​​( vol. 61 ). - Pág. 419-454 . -doi : 10.1086/ 191118 . - .  (Inglés)