TU Muscae - TU Muscae

TU Muscae
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíMusca
Správný vzestup11h 31m 10.92470s[1]
Deklinace−65° 44′ 32.1019″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)8.307[2](8.17 - 8.75[3])
Vlastnosti
Spektrální typO7V + O8V[4]
U-B barevný index−0.860[2]
B-V barevný index+0.047[2]
Variabilní typβ Lyr[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−4[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −6.62[1] mas /rok
Prosinec: −1.21[1] mas /rok
Paralaxa (π)0.02 ± 0.76[1] mas
Obíhat[4]
Doba (P)1,387 dní
Poloviční hlavní osa (A)17.34 R☉[6]
Excentricita (E)0
Sklon (i)77.7°
Zeměpisná délka uzlu (Ω)3.137[5]°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		214,5 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		345,8 km / s
Detaily[4]
Hlavní
Hmotnost16.8 M☉
Poloměr7.2 R☉
Zářivost105,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.05[6] cgs
Teplota35,000[5] K.
sekundární
Hmotnost10.5 M☉
Poloměr5.7 R☉
Zářivost35,000 L☉
Povrchová gravitace (logG)4.04[6] cgs
Teplota31,366[5] K.
Jiná označení
TU Muscae, BOKY  56196, HD  100213, BD −65°1101, 2MAS J11311091-6544322
Odkazy na databáze
SIMBADdata

TU Muscae, také známý jako HD100213, je zákrytová binárka hvězda v souhvězdí Musca. Své zdánlivá velikost se pohybuje od 8,17 do 8,75 během přibližně 1,4 dne.[3]

Fyzický popis

TU Muscae je dálkový ovladač binární hvězda systém tvořený dvěma horkými zářícími modrými hvězdami hlavní sekvence spektrálních typů O7,5V a O9,5V s hmotami 23 a 15krát většími než Slunce. Hvězdy jsou tak blízko, že jsou ve vzájemném kontaktu (nadkontaktní binární ) a jsou klasifikovány jako a Proměnná Beta Lyrae protože jejich světlo se liší od Země, když se navzájem zatmějí.[5] Spektra naznačují, že jde o horké hvězdy s povrchovými teplotami zhruba 37200, respektive 34700 K. Oba jsou stále na hlavní sekvence vývoje hvězd, spalující jejich jádro vodík. Astronomové Laura Penny a Cynthia Ouszt navrhli, že tito dva byli původně stejně velcí, ale když se dostatečně přiblížili, aby se materiál z méně hmotné hvězdy začal přenášet na hmotnější hvězdu přes Roche-lalok přetékat. Připouští však, že zjišťování vývoje interakce masivních binárních systémů je „trochu jako pokus o rozlití mléka“.[4] Předpokládá se, že systém je vzdálen přibližně 4,8 kiloparseků (~ 15500 světelných let).[5]

Období změny velikosti se prodlužuje a bylo vypočítáno jako prodloužení o 3,46 sekundy za století. Mohlo by to být způsobeno tím, že materiál z méně hmotné hvězdy byl přenesen na hmotnější, nebo by mohla existovat třetí nebo čtvrtá dosud nezjištěná hvězda v systému s více hvězdami, který ovlivňuje oběžnou dráhu. Tyto hvězdy nebyly vidět, protože jsou mnohem méně světelné než dvě hlavní hvězdy.[7]

Objev

TU Muscae objevil holandský astronom Pieter Oosterhoff v roce 1928. Zpočátku se předpokládalo, že má spektrum B3, pozdější pozorování v 60. a na začátku 70. let naznačovala, že jde o žhavější hvězdu, než se dříve myslelo - spektrum leží v neobvyklé oblasti O.[8]

Reference

  1. ^ A b C d E Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ A b C Maíz-Apellániz, Jesús; Walborn, Nolan R .; Galué, Héctor Á .; Wei, Lisa H. (2004). „Katalog galaktických hvězd“. Astrophysical Journal Supplement Series. 151 (1): 103–148. arXiv:astro-ph / 0311196. Bibcode:2004ApJS..151..103M. doi:10.1086/381380. S2CID  118813863.
  3. ^ A b C Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  4. ^ A b C d Penny, Laura R .; Ouzts, Cynthia (2009). „Tomografická separace kompozitního spektra. XI. Fyzikální vlastnosti masivní blízké binární HD 100213 (TU Muscae)“. Astrofyzikální deník. 681 (1): 554–61. arXiv:0905.3687. Bibcode:2008ApJ ... 681..554P. doi:10.1086/587509. S2CID  16333964.
  5. ^ A b C d E F Terrell, Dirk; Munari, Ulisse; Zwitter, Tomaz; Nelson, Robert H. (2003). „Observační studie nadkontaktních binárních souborů raného typu: TU Muscae“. Astronomický deník. 126 (6): 2988–96. arXiv:astro-ph / 0309366. Bibcode:2003AJ .... 126.2988T. doi:10.1086/379678. S2CID  6445980.
  6. ^ A b C Palate, M .; Rauw, G. (2012). „Spektrální modelování kruhových masivních binárních systémů. Směrem k pochopení efektu Struve-Sahade?“. Astronomie a astrofyzika. 537: A119. arXiv:1109.1103. Bibcode:2012A & A ... 537A.119P. doi:10.1051/0004-6361/201117520. S2CID  84840295.
  7. ^ Qian, S.-B .; Yuan, J.-Z .; Liu, L .; On, J.-J .; Fernández Lajús, E .; et al. (2007). „Evoluční stavy dvou nejkratších období nadkontaktních binárních souborů typu O V382 Cyg a TU Mus“. Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 380 (4): 1599–1607. Bibcode:2007MNRAS.380.1599Q. doi:10.1111 / j.1365-2966.2007.12184.x. hdl:11336/41984.
  8. ^ Andersen, J .; Grønbech, B. (1975). "Blízký zákrytový binární typ TU Muscae typu 0". Astronomie a astrofyzika. 45: 107–15. Bibcode:1975A & A .... 45..107A.