Mu libra

Mu Libra (μ Libra, μ Librae , abreviado Mu Lib, μ Lib ) es una estrella triple [5] en la constelación zodiacal de Libra . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,32 m [2] y , según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en el brillante cielo suburbano . 

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] se sabe que las estrellas se alejan unos 240  sv. años ( 73  pc ) de la Tierra . Las estrellas se observan al sur de los 76°S. sh. , es decir, al sur de las islas de Severny ( Novaya Zemlya ), Kotelny , Prince Patrick , Melville ( Canadá ) y Koberg , así, la estrella es visible en casi toda la Tierra habitada , a excepción de las regiones polares del Ártico . El mejor momento de observación es mayo [17] .

La estrella Mu Libra se mueve bastante lentamente en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es −4  km/s [17] , que es el 40% de la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella está acercándose al Sol. Las estrellas Mu Libra A y B se acercarán al Sol a una distancia de 72,2  al . en 317.000  años , cuando Mu Libra A aumente su brillo en 0,1 m hasta un valor de 5,22 m (es decir, brillará mientras Rho2 Cancer brilla ahora), y Mu Libra B aumentará su brillo en 0,1 m hasta un valor de valor de 6,62 m (es decir, brillará entonces, casi como brilla Pi¹ Crane ahora) [18] . En el cielo, ambas estrellas se mueven hacia el suroeste [19] , pasando por la esfera celeste 0,06753 y 0,06073 segundos de arco por año, respectivamente.

La velocidad espacial promedio de Mu Weights tiene los siguientes componentes (U, V, W) =(-14.7, −22.2, 3.2) [18] , lo que significa que U= −14.7  km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V = − 22,2  km/s (moviéndose contra la dirección de rotación galáctica) y W= 3,2  km/s (moviéndose hacia el polo norte galáctico ).

Nombre de la estrella

Mu Librae ( lat.  Mu Librae ) es la designación de Bayer para la estrella en 1603 [19] . Aunque la estrella tiene la designación μ ( Mu  es la 12ª letra del alfabeto griego ), la estrella en sí es la 23ª más brillante de la constelación . 7 Libra ( versión latinizada de lat.  7 Librae ) es la designación de Flamsteed [19] .

Las designaciones de los componentes como Mu Libra AB, AC, AD y AE se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [20] .

Propiedades del sistema múltiple Mu Libra

Mu Libra AB es un amplio par de estrellas dobles que están separadas 190  UA entre sí . [9] y giran uno alrededor del otro con un período de 614  años [7] . La órbita tiene una excentricidad muy grande , que es igual a 0,65 [7] , y como resultado, las estrellas se acercan entre sí a una distancia de 66,5  UA. , luego se remueven a una distancia de 313.5  UA. . La inclinación en el sistema no es muy grande y asciende a 52,9  ° [7] . La época del periastro , es decir, el año en que las estrellas convergieron a una distancia mínima: 1655 .

Si miramos de Mu Libra A a Mu Libra B, entonces veremos una estrella blanca-amarilla que brilla con un brillo de −17,85 m , es decir, con un brillo de 111 lunas llenas . Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,007° [d] , que es el 1,5% del tamaño angular de nuestro Sol. Si miramos desde el lado de Mu Libra B hacia Mu Libra A, entonces veremos una estrella de color amarillo-blanco que brilla con un brillo de −18,78 m , es decir, con un brillo de 261 lunas llenas . Además , el tamaño angular de la estrella será exactamente el mismo que el de Mu Libra B. En la tabla se dan parámetros más precisos de las estrellas:

	En el periastro ( 66,5  UA )				En apoaster ( 313.5  AU )
	metro	L	D° [d]	%	metro	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%
m es la magnitud estelar aparente ; L  es la luminosidad, expresada en las luminosidades de la Luna en luna llena ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol  es 0,5°); %  es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

A una distancia angular de 26.555 segundos de arco  , el par de estrellas Mu Libra AB tiene una compañera E, que está a 240  ly de distancia . años corresponde a la distancia física entre los compañeros de 1765.6  a.u. y un periodo de rotación alrededor de un baricentro común igual a 42.258  años [7] . Si miramos desde el lado del par Mu Libra AB hacia el satélite Mu Libra E, entonces veremos una estrella naranja que brilla con un brillo de −4,93 m , es decir, con un brillo de 1,27 venus (como máximo). Además , el tamaño angular de la estrella será - ~ 2,81  mas [d] . Por otro lado, si miramos desde el lado de Mu Libra E un par de estrellas Mu Libra AB, entonces veremos dos estrellas blanco-amarillas, una de las cuales brilla con un brillo de −13.94 m , es decir, con un brillo de 3 lunas de luna llena , y la segunda brilla con un brillo de −12,91 m , es decir, con un brillo de 1,17 lunas en luna llena . Además , el tamaño angular de ambas estrellas será el mismo: ~ 2,8  ″ . En este caso, la distancia angular máxima entre las estrellas será de 20,3°.

La estrella Mu Libra es ligeramente variable: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia ligeramente, fluctuando alrededor de un valor de 5.32 m [6] , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella o estrellas tengan varios períodos), el tipo de variable es definida como una estrella variable del tipo α² Beagles Psov [6] .

Las estrellas son bastante jóvenes: la edad actual del sistema Mu Libra se determina en 417  millones de años [4] . También se sabe que las estrellas con una masa de 2,31  [8] viven en la secuencia principal durante unos 1.000  millones de años , las estrellas con una masa de 1,7  [7] viven en la secuencia principal mucho más tiempo, unos 6.400  millones de años , y las estrellas con con una masa de 0,67  [7] vive en la secuencia principal incluso más tiempo: unos 30,7  mil millones de años, y en tal convoy, Mu Libra A se convertirá muy pronto (en 600  millones de años ) en una gigante roja , y luego, habiendo perdido su capas exteriores, se convertirá en enana blanca .

Propiedades de Mu Pesos A

Mu Libra A - a juzgar por su tipo espectral A1pSrCrEu [5] , la estrella pertenece al tipo espectral A1 . También es una estrella Ap magnética que muestra un espectro peculiar, además de mostrar una sobreabundancia de estroncio , cromo , europio y también aluminio [8] . Además, lo más probable es que el hidrógeno en el núcleo de la estrella ya no sea un "combustible" nuclear, es decir, la estrella se esté alejando de la secuencia principal . La masa de la estrella es 2,31  [8] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 9592  K [8] , lo que le da un característico color blanco-amarillo.

Las estrellas con una masa similar se caracterizan por un radio de 1,82  [21] , pero ahora se sabe que el radio de una estrella es de 2,59  [9] , lo que significa que la estrella, al descender de la secuencia principal , aumenta el radio. La luminosidad de la estrella, igual a 41,7  [8] , que también indica eso. que la estrella no deja ya de ser enana . La velocidad de rotación de Mu Libra A supera a la solar en casi 15 veces y es igual a 29,0  km/s [8] , lo que da un período de rotación de la estrella de 4,6  días. .

Mu Pesos A es una variable fotométrica con periodos de 25,3992 ± 0,1970  días y 1,8871 ± 0,0008  días . La fuerza del campo magnético superficial es de 1,375  gauss [8] .

Propiedades de Mu Pesos B

El componente secundario B es una estrella Am que muestra un espectro peculiar, es decir, líneas de absorción inusualmente fuertes de algunos elementos, y también muestra una sobreabundancia de metales . Mu Libra B - a juzgar por su masa, que es igual a: 1.7  [7] , pertenece a la clase espectral A6m y, en consecuencia, la estrella es una enana de la clase espectral A , y esto también indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es un "combustible" nuclear, es decir, una estrella, está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 7483  K [21] , lo que le da un característico color blanco-amarillo.

El radio de la estrella es 2,59  [21] . La luminosidad de la estrella, calculada según la ley de Stefan-Boltzmann, es 8,84  . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 2,97 UA  . es decir , hacia la parte exterior del cinturón principal de asteroides , y más concretamente hacia la órbita del asteroide Clitemnestra . Además, desde tal distancia, Mu Libra B parecería un 7% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,46 ° [d] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

Propiedades de Mu Pesos E

Mu Libra E - a juzgar por su masa, que es igual a 0,67  [7] , la estrella pertenece al tipo espectral K5V y, en consecuencia, la estrella es una enana del tipo espectral K , y esto también indica que el hidrógeno en la estrella El núcleo es un "combustible" nuclear, es decir, una estrella, está en la secuencia principal . La estrella debería irradiar energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 4350  K [22] , lo que le da su característico color naranja.

El radio de una estrella, k de enanas similares, debe ser igual a 0,68  [22] . La luminosidad de la estrella, calculada según la ley de Stefan-Boltzmann , debería ser igual a 0,082  [22] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,29 UA  . es decir , hasta un punto un 25% más cerca que Mercurio del Sol . Además, desde tal distancia, Mu Libra E parecería 2,5 veces más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,25 ° [d] ( el diámetro angular de nuestro Sol  es de 0,5 °).

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En el período de 1873 a 1889, el astrónomo estadounidense S. Burnham descubrió la quíntuple Mu de Libra, es decir, descubrió la componente AB, AC, AD y AE y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como BU 106 [e] . Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [23] [24] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella Mu Libra tiene dos satélites:

• componente B, una estrella de séptima magnitud ubicada a una distancia angular de 2,0  segundos de arco . La estrella ha mantenido una pequeña distancia angular durante los últimos 150 años , girando en una órbita elíptica;
• componente C, una estrella de magnitud 15, situada a una distancia angular de 12,9  segundos de arco . La estrella se ha estado moviendo en línea recta durante los últimos 150 años aproximadamente, lo cual es una señal indudable de una estrella que se encuentra en la línea de visión y es una estrella de fondo;
• componente D, una estrella de magnitud 14, ubicada a una distancia angular de 25,7  segundos de arco . La estrella se ha estado moviendo en línea recta durante los últimos 150 años aproximadamente, lo cual es una señal indudable de una estrella que se encuentra en la línea de visión y es una estrella de fondo;
• componente E, una estrella de magnitud 13, situada a una distancia angular de 26,6  segundos de arco . Durante los últimos 150 años, la estrella ha mantenido una distancia angular bastante grande , girando en una órbita elíptica junto con un par de estrellas Mu Libra AB. Sin embargo, aunque las dos estrellas se están acercando, lo más probable es que ya no estén unidas gravitacionalmente entre sí. También se puede señalar que las estrellas probablemente nacieron juntas en la misma nube molecular , pero ahora se están alejando unas de otras en espiral, manteniendo, por ahora, el movimiento general.

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ 1 2 3 La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente, es la distancia al objeto en pc , 10 pc
3. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
4. ↑ 1 2 3 4 5 6 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
5. ↑ BU - enlace al catálogo de S. Burnham , 106 - el número de la entrada en su catálogo

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noviembre de 2007 ), Validación de la nueva reducción de Hipparcos , Astronomy and Astrophysics  (inglés) Vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:20078357 
2. ↑ 1 2 3 Corben, PM & Stoy, RH ( 1968 ), Magnitudes y colores fotoeléctricos para las estrellas brillantes del sur, Notas mensuales de la Sociedad Astronómica de África del Sur (Inglés) T. 27:11 
3. ↑ de Bruijne, JHJ y Eilers, A.-C. ( Octubre de 2012 ), Velocidades radiales para el proyecto HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion , Astronomía y astrofísica  (ing.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-6361/201219219 
4. ↑ 1 2 3 Kochukhov, O. & Bagnulo, S. ( 2006 ), Estado evolutivo de estrellas magnéticas químicamente peculiares , Astronomía y astrofísica  (inglés) V. 450 (2): 763 , DOI 10.1051/0004-6361:20054596 
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Eggleton, PP & Tokovinin, AA ( septiembre de 2008 ), Un catálogo de multiplicidad entre sistemas estelares brillantes , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  (inglés) vol. 389 (2): 869–879 . DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x 
6. ↑ NSV 6816 1 2 3 . GAISH . 
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 Catálogo de estrellas múltiples (HIP => 72489  ) . A.Tokovinin.
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11  
9. ↑ 1 2 3 4 5 Howe, KS & Clarke, CJ ( enero de 2009 ), Un análisis de las correlaciones v sin (i) en binarios de tipo temprano , Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  (inglés) Vol. 392 (1) : 448–454 , DOI 10.1111/j.1365-2966.2008.14073.x 
10. ↑ 1 2 3 4 5 Marrón, AGA; et al. ( agosto de 2018 ), Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta , Astronomy & Astrophysics  (inglés) Vol . 616 , DOI 10.1051/0004-6361/201833051 Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR 
11. ↑ Wilson, Ralph Elmer. Catálogo General de Velocidades Radiales Estelares  . — Washington : Institución Carnegie para la Ciencia , 1953.
12. ↑ Hog, E.; Fabricio, C.; Makarov, VV; Urbano, S.; Corbin, T.; Wycoff, G.; Bastián, U.; Schwekendiek, P.; Wicenec, A.  El catálogo Tycho-2 de las 2,5 millones de estrellas más brillantes  // Astronomía y astrofísica  : revista. - 2000. - vol. 355 . — P.L27 . - .
13. ↑ Mason, BD; Wycoff, G. L.; Hartkopf, WI & Douglass, GG ( 2014 ), The Washington Visual Double Star Catalog  (inglés) , doi : 10.1086/323920 , < http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR?-source= b /wds > . Consultado el 22 de julio de 2015. Archivado el 4 de julio de 2019 en Wayback Machine . 
14. ↑ (inglés) *mu. Lib -- Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=mu+Lib > . Consultado el 8 de agosto de 2020. Archivado el 3 de octubre de 2020 en Wayback Machine .   
15. ↑ (inglés) *mu. Lib B -- Estrella de alto movimiento propio , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=mu+Lib+B&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit= arcmin&submit=submit+id > . Consultado el 8 de agosto de 2020.   
16. ↑ Royer F., Grenier S., M.-O. Baylac, Gómez A. E., Zorec J. Velocidades de rotación de estrellas tipo A en el hemisferio norte. II. Medida de v sini  (inglés) // Astron. Astrofias. / T. Forveille - EDP Ciencias , 2002. - vol. 393, edición. 3.- Pág. 897-911. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:20020943 - arXiv:astro-ph/0205255
17. ↑ 12 HR 5523 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 14 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 22 de enero de 2020. (Ruso)
18. ↑ 1 2 Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) volumen 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=72247 
19. ↑ 1 2 3 Datos de estrellas de MuLibrae Mu Librae (7 Librae)  . Guía del Universo .
20. ↑ Hessman , FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; pantano, TR; Günther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
21. ↑ 1 2 3 Adelman, SJ Las propiedades físicas de las estrellas a normales  // Unión Astronómica Internacional  : revista  . - 2005. - vol. 2004 _ -doi : 10.1017 / S1743921304004314 .
22. ↑ 1 2 3 tablas Kieli Star  . Calstatela (2007). Archivado desde el original el 17 de marzo de 2008.
23. ↑ BU 106: Entrada de catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 14 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 17 de marzo de 2016.
24. ↑ m  Librae . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 14 de agosto de 2020. Archivado desde el original el 17 de junio de 2016.

Enlaces

• Imagen de Mu Libra en VizieR  (inglés)
• Imágenes de Mu Libra en Wikisky