Beta Muscae
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 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. 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. Sie sind 3,52m bzw. 3,98m helle, blauweiße Hauptreihensterne der Spektralklasse B. Die Hauptkomponente β Mus A gehört dem Spektraltyp B2 V an und besitzt etwa 7,4 Sonnenmassen, 3,5 Sonnendurchmesser, 2750 Sonnenleuchtkräfte sowie eine hohe Oberflächentemperatur von rund 22.500 Kelvin. Der Begleiter β Mus B ist ein B3V-Stern mit circa 6,4 Sonnenmassen, 3,5 Sonnendurchmessern und 1200 Sonnenleuchtkräften; seine Oberflächentemperatur wird auch etwa 18,500 Kelvin geschätzt. 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. 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. 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. β Mus gehört der Scorpius-Centaurus-Assoziation an, 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.
| 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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- 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
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ 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).