Мю Близнецов, (μ Geminorum, Mu Geminorum, сокращ. Mu Gem, μ Gem), также имеющая собственное имя — Тейат[10] — звезда в северном созвездии Близнецов. Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 230 св. лет (71 пк.) от Солнца[1]. Хотя Мю Близнецов и считается одиночной звездой, возможно, что это не так: Мю Близнецов является первичным или «A»-компонентом двойной звёздной системы, обозначенной как WDS J06230+2231, а также UCAC2 39641417[11]. Вторичный же компонент сам по себе, возможно, является парой звёзд (также обозначен WDS J06230 + 2231BC)[12][13].
Мю Близнецов носил традиционное название Тейат/Теят (Tejat) или Тейат/Теят Постериор (Tejat Posterior), что означает «задняя нога», потому что это нога Кастора, одного из близнецов-Диоскуров. Название Теят Постериор ранее применялось к астеризму, состоящему из этой звезды, наряду с Альхеной, Ню Близнецов, Пропусом и Кси Близнецов и, вероятно, именно поэтому Байер обозначил её буквой «μ» (Мю)[13]. В 2016 годуМеждународный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звёздным именам (WGSN)[14], чтобы каталогизировать и стандартизировать собственные имена звёзд. WGSN решила присвоить собственные имена отдельным звёздам, а не целым множествам звёздных систем[15]. Группа одобрила имя Tejat (Тейат, Теят) для компонента WDS J06230+2231A (то есть Мю Близнецов) и с 1 февраля 2017 года, и звезда включена в Список одобренных IAU звёздных имён[10].
Названия Calx (от латинского слова, означающее «пятка»), Pish Pai (от персидского پیشپای («pīshpāy», означающего «передняя нога») и Nuhatai (от арабского «Al Nuḥātai», двойная форма «Al Nuḥāt», «горб Верблюда») также применялись к Мю Близнецов[16].
Звезда является медленной неправильной переменной типа LB. Её яркость колеблется между величинами +2,75m и +3,02m за 72-дневный период, а также у неё существует 2 000-дневный период долгосрочного изменения яркости.
Сама звезда — красный гигантспектрального класса M3 III[6], с температурой поверхности 3 773 К[20], что означает, что она ярче, но холоднее Солнца[3][13]. Тейат — гигант, который излучает в 1 148 раз больше энергии, чем Солнце (после коррекции на то, что большая часть излучается в инфракрасном свете). Хотя и не такой большой размер по сравнению с некоторыми из звёздами, видимыми невооружённым глазом, однако, низкая температура ведёт к тому, что звезда становится очень больших размеров и достаточно близкой к тому, чтобы можно было точно измерить её угловой размер, который равен для неё 0,0135 секунды дуги. Тейат имеет радиус в 80 раз больше, чем у Солнца, или 0.48 а. е., то есть примерно половину размера орбиты Земли[13].
Температура и яркость Тейат говорят о звезде более чем в два раза массивнее Солнца. Сама звезда начинала сою жизнь как горячий карлик спектрального класса B, который сейчас не только закончил водородное горение в своём ядре, но и закончил горение гелия. Теперь, имея мёртвое углеродное ядро, заезда эволюционирует в сторону гораздо более высокой светимости. Вскоре звезда будет вспыхивать, подобно Мире, и, в конечном итоге, сбросит свою внешнюю оболочку, чтобы стать массивным белым карликом, подобным Сириусу Б[13]..
Тейат также отмечается как звезда с высокой скоростью движения в пространстве. Она движется примерно в пять раз быстрее обычной скорости движения относительно Солнца[13].
Вероятная множественность системы
WDS J06230 + 2231 — обозначение двойной звезды в Вашингтонском каталоге визуально-двойных звёзд. Обозначения компонентов двойной звезды как WDS J06230+2231A и WDS J06230+2231BC основаны на соглашении, используемой в Вашингтонском каталоге кратных звёздных систем (WMC) для звёздных систем и принятой Международным астрономическим союзом (МАС)[22].
Тейат имеет двух вероятных компаньонов, информация о которых приведена в WDS[12]. Цифры после кода первооткрывателя указывают номер конкретной записи в их каталогах[12].
↑ 1234 (англ.)Gutierrez-Moreno, Adelina; et al. (1966), A System of photometric standards, vol. 1, Publicaciones Universidad de Chile, Department de Astronomy, pp. 1–17, Bibcode:1966PDAUC...1....1G.
↑ (англ.)Schiavon, Ricardo P. (July 2007), "Population Synthesis in the Blue. IV. Accurate Model Predictions for Lick Indices and UBV Colors in Single Stellar Populations", The Astrophysical Journal Supplement Series, 171 (1): 146–205, arXiv:astro-ph/0611464, Bibcode:2007ApJS..171..146S, doi:10.1086/511753.
↑ (англ.)Tsuji, Takashi (May 2007). "Isotopic abundances of Carbon and Oxygen in Oxygen-rich giant stars". In Kupka, F.; Roxburgh, I.; Chan, K. (eds.). Convection in Astrophysics, Proceedings of IAU Symposium #239 held 21-25 August, 2006 in Prague, Czech Republic. Proceedings of the International Astronomical Union. Vol. 2. pp. 307–310. arXiv:astro-ph/0610180. Bibcode:2007IAUS..239..307T. doi:10.1017/S1743921307000622.{{cite conference}}: Википедия:Обслуживание CS1 (postscript) (ссылка)
↑ 123 (англ.)Massarotti, Alessandro; et al. (January 2008), "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity", The Astronomical Journal, 135 (1): 209–231, Bibcode:2008AJ....135..209M, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209.
↑ (кит.) 香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 (неопр.). Архивировано из оригинала 19 августа 2010 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
↑ (англ.)White, Nathaniel M.; Feierman, Barry H. (September 1987), "A Catalog of Stellar Angular Diameters Measured by Lunar Occultation", Astronomical Journal, 94: 751, Bibcode:1987AJ.....94..751W, doi:10.1086/114513.
↑ (англ.)Mallik, Sushma V. (December 1999), "Lithium abundance and mass", Astronomy and Astrophysics, 352: 495–507, Bibcode:1999A&A...352..495M.
↑ (англ.)Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR].
