42 Orion

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , prescurtat 42 Ori, c Ori ) este o stea din constelația ecuatorială Orion . Steaua are o magnitudine aparentă de +4,59 m [2] [11] și, conform scalei Bortle , steaua este vizibilă cu ochiul liber pe un cer de tranziție suburban/ urban .  42 Orionis este înconjurat de Nebuloasa NGC 1977 , unul dintre grupurile mai mici de nebuloase numite , chiar la nord de Nebuloasa Orion . 42 Orionis este o stea care excită atomii de praf interstelar și luminează nebuloasa NGC 1977 .

Din măsurătorile paralaxei obținute în timpul misiunii Hipparcos [1] , se știe că steaua se află la aproximativ 900  de distanță . ani ( 270  buc ) de la Pământ . Steaua este observată la sud de 86 ° N. SH. , adică este vizibil pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepția regiunilor polare ale Arcticii . Cel mai bun moment de observare este decembrie [12] .

Steaua 42 Orionis se mișcă destul de repede în raport cu Soarele : viteza sa heliocentrică radială este de 30  km/s [12] , care este de trei ori viteza stelelor locale ale discului galactic și înseamnă, de asemenea, că steaua se mișcă. departe de Soare . Pe cer, steaua se deplasează spre sud-est [13] , trecând prin sfera cerească 8,4 mas pe an.

Numele stelei

c Orionis ( lat .  c Orionis ) este denumirea Bayer dată stelei în 1603 [13] . 42 Orionis ( varianta latinizată a Lat.  42 Orionis ) este denumirea lui Flamsteed .

Denumirile componentelor ca 42 Orioni Aa, Ab și AB provin din convenția utilizată de Washington Visual Double Star Catalog (WDS) pentru sistemele stelare și adoptată de Uniunea Astronomică Internațională (IAU) [14] .

Proprietățile sistemului multiplu 42 Orion

Perechea 42 Orioni Aa și 42 Orioni Ab sunt o stea binară în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 0,163  ″ [5] , ceea ce corespunde unei perioade orbitale  de 80,7 ani [5] și semi-major. axa orbitei dintre însoțitori este de cel puțin 38,4  a.u. (Pentru comparație, raza orbitei lui Pluto este de 39,48  UA și perioada de revoluție este de 247,92  ani ). Perechea 42 Orioni Aa-Ab și 42 Orioni B sunt o stea triplă în care componentele sunt separate între ele printr-o distanță unghiulară de 1,2  ″ [5] , ceea ce corespunde unei perioade orbitale  de 1454 de ani [5] și semi -axa majoră a orbitei dintre însoțitori, cel puțin 303,7  UA .

Dacă privim din partea lui 42 Orion Aa la 42 Orion Ab, atunci vom vedea o stea alb-albastru care strălucește cu o luminozitate de −24,51 m , adică cu o luminozitate de 0,13  . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi - ~ 0,09 ° [b] , ceea ce reprezintă 17,7% din diametrul Soarelui nostru . Dacă privim din partea lui 42 Orion Ab la 42 Orion Aa, atunci vom vedea și o stea alb-albastru care strălucește cu o luminozitate de −25,91 m , adică cu o luminozitate de 0,46  . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi de ~0,046° [b] , ceea ce reprezintă 9,1% din diametrul Soarelui nostru .

Dacă ne uităm, ne vom uita din partea perechii 42 Orion Aa-Ab către 42 Orion B, atunci vom vedea și o stea alb-albastru care strălucește cu o luminozitate de −18,8 m , adică cu o luminozitate de 256 luni pline . Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelei (în medie) va fi de ~4,74 mas [b] , ceea ce reprezintă 0,95% din diametrul Soarelui nostru . Și, invers, dacă privim din vecinătatea componentei 42 Orion B la 42 Orion Aa-Ab, atunci vom vedea o pereche de stele alb-albastre care strălucesc cu o luminozitate totală de −21,72 m (adică cu un luminozitatea a 3898 de luni pline ). Mai mult, 42 Orion Aa va străluci cu o strălucire de -21,42 m (adică cu o strălucire de 2957 luni pline ) , iar componenta lui 42 Orion Ab va străluci cu o strălucire de -20,02 m (adică cu o strălucire). de 814 luni pline ) , respectiv. Mai mult , dimensiunea unghiulară a stelelor (în medie) va fi - ~ 11,23 [b] și ~ 5,76 mas [b] , adică dimensiunea unghiulară a stelei va fi de 2,2% și 1,15% din dimensiunea unghiulară a stelei noastre . Soare , respectiv. În acest caz, distanța unghiulară maximă dintre stele va fi de 14,4 °.

42 Orionis demonstrează o ușoară variabilitate [15] : în timpul observațiilor, luminozitatea stelei fluctuează cu 0,10 m , trecând de la 5,52 m la 5,62 m , fără nicio periodicitate (cel mai probabil steaua are mai multe perioade), tipul de variabilă nu este de asemenea. determinat.

Proprietățile componentei Aa

42 Orion Aa - judecând după tipul său spectral B1V [5] , steaua este o pitică de tip spectral B , ceea ce indică faptul că hidrogenul din nucleul stelei este „combustibil” nuclear, adică steaua se află pe secvența principală . Masa stelei este mică (cu aproximativ 30%) pentru clasa sa spectrală și este egală cu 8,69  [5] . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 20.000  K , dându-i culoarea caracteristică albastru-alb.

Datorită luminozității ridicate a unei stele, raza ei poate fi măsurată direct, iar o astfel de încercare a fost făcută în 1922 [16] de astronomul danez Einar Hertzsprung , dar din moment ce steaua era una binară și, de asemenea, pentru că se afla într-un regiune de formare a stelelor bogată în nori moleculari giganți , apoi măsurarea razei a avut loc cu erori mari. Datele despre această măsurătoare sunt date în tabel:

Numele stelei	An	m	Spectru	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
42 Orion	1922	4,65	B3	0,4	3.6	[16]

Știm acum că raza unei stele B1V ar trebui să fie de 6,4  [17] . Luminozitatea stelei, pe baza legii Stefan-Boltzmann , ar trebui să fie egală cu 5900  . Viteza de rotație a lui 42 Orion o depășește pe cea solară de aproape 10 ori și este egală cu 20  km/s [7] , ceea ce dă perioada de rotație a stelei - 16,6 zile.

Vârsta actuală a stelei nu este măsurată direct, totuși, se știe că stelele cu masa de 8,69  [5] trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 23,5  milioane de ani , ceea ce impune o limită superioară a vârstei unei stele. 42 Orionis este la limită, care este 8-12 ,  când o stea poate exploda ca o supernovă . Dacă acest lucru nu se întâmplă, atunci steaua va deveni o gigantă roșie , iar apoi, aruncând învelișurile exterioare, va deveni o pitică albă foarte masivă .

Proprietățile componentei Ab

42 Orionis Ab - judecând după masa sa, care este egală cu 4,55  [5]  - steaua este o pitică de tip spectral B7V [17] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei este „combustibil” nuclear, că este, steaua este în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 12400  K [17] , ceea ce îi conferă o culoare caracteristică albastru-alb.

Raza unei stele de tip spectral B7V ar trebui să fie de 3,28  [17] . Luminozitatea stelei, pe baza legii Stefan-Boltzmann , ar trebui să fie egală cu 228  .

Vârsta actuală a stelei nu este măsurată direct, totuși, se știe că stelele cu o masă de 4,55  [5] trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 144  de milioane de ani , ceea ce impune o limită superioară a vârstei unei stele. Steaua va deveni apoi o gigantă roșie , iar apoi, renunțându-și învelișurile exterioare, va deveni o pitică albă destul de masivă .

Proprietățile componentei B

42 Orionis B - judecând după masa sa, care este egală cu 3,04  [5]  - steaua este o pitică de tip spectral B9V [17] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei este „combustibil” nuclear, că este, steaua este în secvența principală . Steaua radiază energie din atmosfera sa exterioară la o temperatură efectivă de aproximativ 10.600  K [17] , ceea ce îi conferă o culoare caracteristică albastru-alb.

Raza unei stele de tip spectral B9V ar trebui să fie de 2,7  [17] . Luminozitatea unei stele, pe baza legii Stefan-Boltzmann , ar trebui să fie egală cu 82,5  .

Vârsta actuală a stelei nu este măsurată direct, totuși, se știe că stelele cu o masă de 3,04  [5] trăiesc pe secvența principală timp de aproximativ 445  de milioane de ani , ceea ce impune o limită superioară a vârstei stelei. Steaua va deveni apoi o gigantă roșie , iar apoi, renunțându-și învelișurile exterioare, va deveni o pitică albă destul de masivă .

Istoria studiului multiplicității stelelor

42 Orionis este o stea tânără din Orion care nu a fost observată cu rezoluție unghiulară mare până în 2001. În 1848, astronomul englez W. Daves a descoperit dualitatea lui 42 Orion, adică a descoperit componenta B și stelele au fost incluse în cataloage ca DA 4 [c] . În 2005, un grup de cercetători condus de astronomul rus A. Tokovnin, pe baza înregistrărilor din 1979, a descoperit dualitatea componentei A și stelele au fost incluse în cataloage ca TOK 430 [d] .

Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt prezentați în tabelul [18] [11] :

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua 42 Orion Aa are 2 sateliți:

• componenta Ab, o stea de magnitudinea a 6-a, situată la o distanță unghiulară de 0,163  secunde de arc și perioada de rotație a stelei este de 80,7  ani [5] ;
• componenta B, o stea de magnitudinea a 8-a situată la o distanță unghiulară de 1,2  secunde de arc , are numărul de catalog TYC 4774-928-2 [10] . Steaua nu are paralaxa cunoscută , dar se știe din alte surse că steaua face parte din sistemul 42 Orion și perioada de rotație a stelei este de 1454  de ani [5] .

Note

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ 1 2 3 4 5 Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea, exprimată în AU.
3. ↑ DA - link către catalogul W. Daves , 4 - număr de intrare în catalogul său
4. ↑ TOK - link către catalogul lui A. Tokovnin, 430 - numărul de intrare în catalogul său

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( noiembrie 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004:270763: 
2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system  // VizieR  :  journal. - 2002. - Vol. 2237 . - Cod biblic .
3. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system  (engleză)  // Astronomy Letters  : journal. - 2006. - Vol. 32 , nr. 11 . — P. 759 . - doi : 10.1134/S1063773706110065 . - Cod biblic . - arXiv : 1606.08053 .
4. ↑ Hoffleit, D.; Warren, WH VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalog, a 5-a ed. revizuită. (Hoffleit+, 1991)  (engleză)  // Catalog de date on-line VizieR : V/50. Publicat inițial în: 1964BS....C......0H : jurnal. - 1995. - Vol. 5050 . — Cod biblic .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Multiple Star Catalog (HIP => 26237)  (engleză) . A.Tokovinin. Preluat la 22 iunie 2020. Arhivat din original la 23 iunie 2020.
6. ↑ Hohle, MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF Masele și luminozitățile stelelor de tip O și B și ale supergiantilor roșii  (engleză)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2010. - Vol. 331 , nr. 4 . — P. 349 . - doi : 10.1002/asna.200911355 . - Cod biblic . - arXiv : 1003.2335 . Intrare în catalogul vizirului  (fr.) . vizir.u-strasbg.fr . Preluat la 24 iunie 2021. Arhivat din original la 1 martie 2021.
7. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica. Vitezele de rotație ale stelelor B  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2002. - Vol. 573 . - P. 359 . - doi : 10.1086/340590 . - Cod biblic .
8. ↑ 1 2 3 4 5 Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, VV; Mason, B.D.; Wycoff, G. L.; Urban, SE  Catalogul de stele duble Tycho  , Astronomie și Astrofizică  : jurnal. - 2002. - Vol. 384 . - P. 180-189 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011822 . - Cod biblic .
9. ↑ *c Ori -- Young Stellar Object , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=42+Orionis > . Preluat la 9 decembrie 2019. Arhivat 21 iulie 2020 la Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 TYC 4774-928-2 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%4011613064&Name=TYC% 204774-928- 2&submit=submit > . Preluat la 9 decembrie 2019.   
11. ↑ 1 2 42 Orionis  . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 22 iunie 2020. Arhivat din original la 17 iunie 2016.
12. ↑ 12 H.R. 1892 . Catalogul Stelelor Luminoase . Preluat la 22 iunie 2020. Arhivat din original la 4 septembrie 2020. (Rusă)
13. ↑ 1 2 42 Orionis  . Ghidul Universului . Arhivat din original pe 28 decembrie 2019.
14. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Despre convenția de numire utilizată pentru sisteme stelare multiple și planete extrasolare, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ NSV 2318  . GAISH . Arhivat din original pe 22 iunie 2020.
16. ↑ 1 2 CADARS intrare catalog: recno=  2623 . Catalogul Diametrelor Stelare (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Preluat: 24 iunie 2021. . Preluat la 2 mai 2022. Arhivat din original la 24 iunie 2020.
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( noiembrie 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
18. ↑ DA 4: Înregistrarea catalogului Washington Double Star Catalog  . Preluat la 22 iunie 2020. Arhivat din original la 28 martie 2016.

Link -uri

• Imaginea 42 a lui Orion  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr . Preluat: 24 iunie 2021.