Beta Muscae
| Stern β Muscae | |||||||||||||
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| AladinLite | |||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||
| Sternbild | Fliege | ||||||||||||
| Rektaszension | 12h 46m 16,804s [1] | ||||||||||||
| Deklination | −68° 06′ 29,22″ [1] | ||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 3,05 (3,52 + 3,98) mag[2] | ||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||
| B−V-Farbindex | −0,18[3] | ||||||||||||
| U−B-Farbindex | −0,74[3] | ||||||||||||
| R−I-Index | −0,21[3] | ||||||||||||
| Spektralklasse | B2 V + B3 V[2] | ||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (+42,0 ± 7,4) km/s[4] | ||||||||||||
| Parallaxe | (9,55 ± 0,41) mas[1] | ||||||||||||
| Entfernung | (342 ± 14) Lj (105 ± 4) pc [1] | ||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | −1,59 mag[Anm 1] | ||||||||||||
| Eigenbewegung[1] | |||||||||||||
| Rek.-Anteil: | (−41,97 ± 0,43) mas/a | ||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | (−8,89 ± 0,31) mas/a | ||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||
| Masse | 7,4 / 6,4 M☉[5] | ||||||||||||
| Radius | 3,5 / 3,5 R☉[2] | ||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||
| Effektive Temperatur | 22.500 / 18.500 K[2] | ||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||
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| Anmerkung | |||||||||||||
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β Muscae (Beta Muscae, kurz β Mus) ist ein dem bloßen Auge recht hell erscheinender Mehrfachstern im nur vom Südhimmel aus sichtbaren Zirkumpolarsternbild Fliege. Er besitzt eine scheinbare Gesamthelligkeit von 3,05m [3] und ist damit nach dem Stern Alpha Muscae der zweithellste Stern in der Fliege. Nach Parallaxen-Messungen der Raumsonde Hipparcos ist er etwa 342 Lichtjahre von der Erde entfernt.[1]
In den 1870er Jahren wurde ein stellarer Begleiter von β Mus entdeckt. Beide Sterne bilden von der Erde aus betrachtet einen sehr engen Doppelstern und waren im Jahr 2019 nur 0,98 Bogensekunden voneinander entfernt.[6] Sie sind 3,52m bzw. 3,98m helle, blauweiße Hauptreihensterne der Spektralklasse B.[2] Die Hauptkomponente β Mus A gehört dem Spektraltyp B2 V an und besitzt etwa 7,4 Sonnenmassen,[5] 3,5 Sonnendurchmesser, 2750 Sonnenleuchtkräfte sowie eine hohe Oberflächentemperatur von rund 22.500 Kelvin.[2] Der Begleiter β Mus B ist ein B3V-Stern mit circa 6,4 Sonnenmassen,[5] 3,5 Sonnendurchmessern und 1200 Sonnenleuchtkräften; seine Oberflächentemperatur wird auch etwa 18,500 Kelvin geschätzt.[2] Die Sterne umkreisen einander mit einer Periode von 188,0 ± 16,5 Jahren auf einer sehr elliptischen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,79 ± 0,13.[7]
Aus dem beobachteten Orbit ergibt sich aber nach den Keplerschen Gesetzen eine sehr viel höhere Gesamtmasse für die beiden Komponenten von β Mus als die Summe von deren oben erwähnten, aus der Theorie der Stellarastronomie berechneten Einzelmassen.[2] Dies weist auf eine nur ungenau bekannte Umlaufbahn der beiden Sterne umeinander und/oder die Existenz weiterer stellarer Begleiter hin. Tatsächlich wurde 2010 durch interferometrische Messungen eine dritte, 6,6m helle Komponente entdeckt, die in diesem Jahr nur 0,018 Bogensekunden von der Hauptkomponente β Mus A entfernt stand.[8]
β Mus gehört der Scorpius-Centaurus-Assoziation an,[5] einer Gruppe von Sternen mit ähnlichen Altern, Positionen und Bahnen durch die Milchstraße. Dies deutet darauf hin, dass sie gemeinsam in der gleichen Molekülwolke entstanden sind. β Mus wird als Runaway-Stern klassifiziert, da er eine hohe Pekuliargeschwindigkeit von 43,9 km/s relativ zur normalen galaktischen Rotation besitzt.[9]
Weblinks
- Bet Mus. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 14. Dezember 2025.
- Beta Mus. Jim Kaler, abgerufen am 14. Dezember 2025.
Anmerkungen
- ↑ a b c d e F. van Leeuwen: Validation of the new Hipparcos reduction. In: Astronomy and Astrophysics. 474. Jahrgang, Nr. 2, November 2007, S. 653–664, doi:10.1051/0004-6361:20078357, arxiv:0708.1752, bibcode:2007A&A...474..653V (englisch). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b c d e f g h i Beta Mus. Jim Kaler, abgerufen am 14. Dezember 2025.
- ↑ a b c d Beta Mus im Bright Star Catalogue, 5. Auflage, 1991 (Datensatz auf VizieR).
- ↑ E. Anderson, Ch. Francis: XHIP: An extended hipparcos compilation. In: Astronomy Letters. 38. Jahrgang, Nr. 5, Mai 2012, S. 331–346, doi:10.1134/S1063773712050015, arxiv:1108.4971, bibcode:2012AstL...38..331A (englisch). (Datensatz auf VizieR).
- ↑ a b c d M. B. N. Kouwenhoven, A. G. A. Brown, S. F. Portegies Zwart, L. Kaper: The primordial binary population. II. Recovering the binary population for intermediate mass stars in Scorpius OB2. In: Astronomy and Astrophysics. 474. Jahrgang, Nr. 1, Oktober 2007, S. 77–104, doi:10.1051/0004-6361:20077719, arxiv:0707.2746, bibcode:2007A&A...474...77K (englisch).
- ↑ Andrei et al. Tokovinin: Speckle Interferometry at SOAR in 2019. In: Astronomical Journal. 160. Jahrgang, Nr. 1, Juli 2020, S. 7, doi:10.3847/1538-3881/ab91c1, arxiv:2005.05305, bibcode:2020AJ....160....7T (englisch). (Tabelle 1 auf VizieR).
- ↑ Andrei et al. Tokovinin: Speckle Interferometry at SOAR in 2019. In: Astronomical Journal. 160. Jahrgang, Nr. 1, Juli 2020, S. 7, doi:10.3847/1538-3881/ab91c1, arxiv:2005.05305, bibcode:2020AJ....160....7T (englisch). (Tabelle 2 auf VizieR).
- ↑ A. C. et al. Rizzuto: Long-baseline interferometric multiplicity survey of the Sco–Cen OB association. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 436. Jahrgang, Nr. 2, Dezember 2013, S. 1694–1707, doi:10.1093/mnras/stt1690, bibcode:2013MNRAS.436.1694R (englisch, oup.com).
- ↑ R. Hoogerwerf, J. H. J. de Bruijne, P. T. de Zeeuw: On the origin of the O and B-type stars with high velocities. II. Runaway stars and pulsars ejected from the nearby young stellar groups. In: Astronomy and Astrophysics. 365. Jahrgang, Nr. 2, Januar 2001, S. 49–77, doi:10.1051/0004-6361:20000014, arxiv:astro-ph/0010057, bibcode:2001A&A...365...49H (englisch).