TU Muscae - TU Muscae

TU Muscae
Данные наблюдений
Эпоха J2000.0       Равноденствие J2000.0
СозвездиеMusca
Прямое восхождение11час 31м 10.92470s[1]
Склонение−65° 44′ 32.1019″[1]
Видимая величина  (V)8.307[2](8.17 - 8.75[3])
Характеристики
Спектральный типO7V + O8V[4]
U − B индекс цвета−0.860[2]
B − V индекс цвета+0.047[2]
Тип переменнойβ Lyr[3]
Астрометрия
Радиальная скорость (Рv)−4[5] км / с
Правильное движение (μ) РА: −6.62[1] мас /год
Декабрь: −1.21[1] мас /год
Параллакс (π)0.02 ± 0.76[1] мас
Орбита[4]
Период (П)1.387 дней
Большая полуось (а)17.34 р☉[6]
Эксцентриситет (е)0
Наклон (я)77.7°
Долгота узла (Ом)3.137[5]°
Полу-амплитуда (K1)
(начальный)		214,5 км / с
Полуамплитуда (K2)
(вторичный)		345,8 км / с
Подробности[4]
Начальный
Масса16.8 M☉
Радиус7.2 р☉
Яркость105,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.05[6] cgs
Температура35,000[5] K
вторичный
Масса10.5 M☉
Радиус5.7 р☉
Яркость35,000 L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)4.04[6] cgs
Температура31,366[5] K
Прочие обозначения
TU Muscae, БЕДРО  56196, HD  100213, BD −65°1101, 2МАССА J11311091-6544322
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

TU Muscae, также известный как HD100213, является затмевающий двоичный звезда в созвездие Musca. Его кажущаяся величина колеблется от 8,17 до 8,75 примерно за 1,4 дня.[3]

Физическое описание

TU Muscae - это удаленный двойная звезда система, состоящая из двух горячих светящихся голубых звезд главной последовательности спектральных классов O7,5V и O9,5V с массами в 23 и 15 раз больше Солнца. Звезды так близко, что соприкасаются друг с другом (сверхконтактный двоичный ) и классифицируются как Бета-лира переменная поскольку их свет отличается от земли, поскольку они затмевают друг друга.[5] Спектры показывают, что это горячие звезды с температурой поверхности примерно 37200 и 34700 К соответственно. Они оба все еще в главная последовательность звезд эволюции, сжигая свой водород. Астрономы Лаура Пенни и Синтия Оуст предположили, что изначально эти двое были более равными по размеру, но по мере того, как они стали достаточно близкими, материал от менее массивной звезды начал переходить к более массивной звезде через Рош-Лоб переполнение. Однако они признают, что выяснение эволюции взаимодействующих массивных двойных систем «немного похоже на попытку вылить молоко».[4] Считается, что система находится на расстоянии около 4,8 килопарсеков (~ 15500 световых лет).[5]

Период изменения величины увеличивается и был рассчитан как удлинение на 3,46 секунды за столетие. Это могло произойти из-за того, что материал от менее массивной звезды передается более массивной, или может быть третья или четвертая, еще необнаруженная звезда в множественной звездной системе, влияющая на орбиту. Эти звезды не были замечены, поскольку они намного менее ярки, чем две главные звезды.[7]

Открытие

TU Muscae был открыт голландским астрономом Питер Остерхофф в 1928 году. Первоначально считалось, что она имеет спектр B3, но более поздние наблюдения в 1960-х и начале 1970-х годов показали, что это была более горячая звезда, чем считалось ранее - со спектром, лежащим в необычной O-области.[8]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ а б c Маис-Апелланис, Хесус; Walborn, Nolan R .; Galué, Héctor Á .; Вэй, Лиза Х. (2004). "Галактический звездный каталог". Серия дополнений к астрофизическому журналу. 151 (1): 103–148. arXiv:Astro-ph / 0311196. Bibcode:2004ApJS..151..103M. Дои:10.1086/381380. S2CID  118813863.
  3. ^ а б c Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007-2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / GCVS. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  4. ^ а б c d Пенни, Лаура Р .; Узтс, Синтия (2009). "Томографическое разделение составных спектров. XI. Физические свойства массивной близкобинарной HD 100213 (TU Muscae)". Астрофизический журнал. 681 (1): 554–61. arXiv:0905.3687. Bibcode:2008ApJ ... 681..554P. Дои:10.1086/587509. S2CID  16333964.
  5. ^ а б c d е ж Террелл, Дирк; Мунари, Улисс; Zwitter, Tomaˇz; Нельсон, Роберт Х. (2003). "Наблюдательные исследования сверхконтактных двоичных файлов раннего типа: TU Muscae". Астрономический журнал. 126 (6): 2988–96. arXiv:Astro-ph / 0309366. Bibcode:2003AJ .... 126.2988T. Дои:10.1086/379678. S2CID  6445980.
  6. ^ а б c Небо, M .; Рау, Г. (2012). «Спектральное моделирование круговых массивных двойных систем. К пониманию эффекта Струве-Сахаде?». Астрономия и астрофизика. 537: A119. arXiv:1109.1103. Bibcode:2012A & A ... 537A.119P. Дои:10.1051/0004-6361/201117520. S2CID  84840295.
  7. ^ Qian, S.-B .; Yuan, J.-Z .; Liu, L .; He, J.-J .; Fernández Lajús, E .; и другие. (2007). "Эволюционные состояния двух сверхконтактных двойных систем с кратчайшим периодом O-типа V382 Cyg и TU Mus". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 380 (4): 1599–1607. Bibcode:2007МНРАС.380.1599Q. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2007.12184.x. HDL:11336/41984.
  8. ^ Андерсен, Дж .; Grønbech, Б. (1975). «Тесная затменная двойная система типа 0 TU Muscae». Астрономия и астрофизика. 45: 107–15. Bibcode:1975A&A .... 45..107A.