Mu Columbae (original) (raw)

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Données d'observation(époque J2000.0)

Ascension droite 05h 45m 59,89502s[1]
Déclinaison −32° 18′ 230,1623″[1]
Constellation Colombe
Magnitude apparente 5,17[2]
Localisation dans la constellation : Colombe (Voir situation dans la constellation : Colombe)

Caractéristiques

Type spectral O9.5 V[3]
Indice U-B −1,06[2]
Indice B-V −0,28[2]
Indice R-I −0,27[2]
Variabilité aucune[4]

Astrométrie

Vitesse radiale +109,0 ± 1,8 km/s[5]
Mouvement propre μα = +3,271 mas/a[1]μδ = −22,176 mas/a[1]
Parallaxe 1,702 4 ± 0,089 8 mas[1]
Distance 587 ± 31 pc (∼1 910 al)[6]
Magnitude absolue −3,78[7]

Caractéristiques physiques

Masse 18,9 ± 0,3 _M_☉[7]
Rayon 6,3 ± 0,4 _R_☉[7]
Gravité de surface (log g) 4,12 ± 0,05[7]
Luminosité 43 650 _L_☉[7]
Température 33 400 ± 300 K[7]
Rotation 125 ± 8 km/s[7]
Âge 3,09 × 106 a[7]

Désignations

μ Col, HR 1996, CD-32 2538, CPD-32 908, HD 38666, HIP 27204, SAO 196149[6]

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Mu Columbae (μ Col / μ Columbae) est une étoile de la constellation de la Colombe. Sa magnitude apparente est de 5,17[2] et c'est l'une des quelques étoiles de type O visibles à l'œil nu. Elle est située à 587 ± 31 pc (∼1 910 al) du système solaire[1] et elle s'en éloigne rapidement à une vitesse radiale de +109 km/s[5].

C'est une étoile qui tourne sur elle-même relativement rapidement, accomplissant une révolution complète en environ 1,5 jour (à comparer au Soleil, qui avec seulement 22 % du diamètre de cette étoile, tourne en seulement 25,4 jours). Cette vitesse de rotation est tout à fait typique de ce type d'étoiles.

À partir de mesures de mouvement propre et de vitesse radiale, les astronomes ont déterminé que cette étoile et AE Aurigae s'éloignent l'une de l'autre avec une vitesse relative de plus de 200 km/s. Leur point d'origine commun correspond à Iota Orionis dans l'amas du Trapèze, il y a environ deux millions et demi d'années. Le scénario le plus probable de création de ces étoiles en fuite est une collision entre deux systèmes d'étoiles binaires, les étoiles étant éjectées sur différentes trajectoires radialement par rapport au point d'intersection[8]. Cependant, une étude plus récente utilisant les données de Gaia EDR3 remet en cause ce scénario, montrant que Mu Columbae pourrait avoir été éjectée de l'amas Collinder 69 (dit de Lambda Orionis) plutôt que de la région de l'amas du Trapèze[9],[7].

  1. ↑ a b c d e et f (en) A. Vallenari et al. (Gaia collaboration), « Gaia Data Release 3 : Summary of the content and survey properties », _Astronomy & Astrophysics, vol. 674,‎ juin 2023, article no A1 (DOI 10.1051/0004-6361/202243940, Bibcode 2023A&A...674A...1G, arXiv 2208.00211).Notice Gaia DR3 pour cette source sur VizieR.
  2. ↑ a b c d et e (en) D. Hoffleit et W. H. Warren, « Bright Star Catalogue, 5e éd. », Catalogue de données en ligne VizieR : V/50. Publié à l'origine dans : 1964BS....C......0H, vol. 5050,‎ 1995 (Bibcode 1995yCat.5050....0H)
  3. ↑ (en) A. Sota et al., « The Galactic O-Star Spectroscopic Survey (GOSSS). II. Bright Southern Stars », _The Astrophysical Journal Supplement, vol. 211, no 1,‎ mars 2014, p. 84, article no 10 (DOI 10.1088/0067-0049/211/1/10, Bibcode 2014ApJS..211...10S, arXiv 1312.6222)
  4. ↑ (en) N. N . Samus', E. V. Kazarovets et al., « General Catalogue of Variable Stars: NSV and supplement », Astronomy Reports, vol. 61, no 1,‎ 2017, p. 80 (DOI 10.1134/S1063772917010085, Bibcode 2017ARep...61...80S)
  5. ↑ a et b (en) G. A. Gontcharov, « Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system », Astronomy Letters, vol. 32, no 11,‎ novembre 2006, p. 759 (DOI 10.1134/S1063773706110065, Bibcode 2006AstL...32..759G, arXiv 1606.08053)
  6. ↑ a et b (en) * mu. Col -- Variable Star sur la base de données Simbad du Centre de données astronomiques de Strasbourg.
  7. ↑ a b c d e f g h et i (en) P. Aschenbrenner, N. Przybilla et K. Butler, « Quantitative spectroscopy of late O-type main-sequence stars with a hybrid non-LTE method », _Astronomy & Astrophysics, vol. 671,‎ mars 2023, p. 31, article no A36 (DOI 10.1051/0004-6361/202244906, Bibcode 2023A&A...671A..36A, arXiv 2301.09462)
  8. ↑ Hoogerwerf, de Bruijne et de Zeeuw (2000).
  9. ↑ (en) A. Bhat, A. Irrgang et U. Heber, « The origin of early-type runaway stars from open clusters », _Astronomy & Astrophysics, vol. 663,‎ juillet 2022, p. 24, article no A39 (DOI 10.1051/0004-6361/202142993, Bibcode 2022A&A...663A..39B, arXiv 2204.01594)