42 Orion

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , förkortat 42 Ori, c Ori ) är en stjärna i ekvatorns stjärnbild Orion . Stjärnan har en skenbar magnitud på +4,59 m [2] [11] och enligt Bortle-skalan är stjärnan synlig för blotta ögat i en förorts-/ stadsövergångshimmel .  42 Orionis omges av NGC 1977 -nebulosan , en av de mindre svagare grupperna av namngivna nebulosor , strax norr om Orionnebulosan . 42 Orionis är en stjärna som exciterar interstellära stoftatomer och belyser NGC 1977 -nebulosan .

Från mätningar av parallax erhållna under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 900  ly bort . år ( 270  st ) från jorden . Stjärnan observeras söder om 86°N. sh. , det vill säga det är synligt på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för polarområdena i Arktis . Den bästa observationstiden är december [12] .

Stjärnan 42 Orionis rör sig ganska snabbt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är 30  km/s [12] , vilket är tre gånger snabbare än de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan rör sig bort från solen . På himlen rör sig stjärnan mot sydost [13] , och passerar genom himmelssfären 8,4 mas per år.

Stjärnnamn

c Orionis ( lat .  c Orionis ) är Bayer-beteckningen som stjärnan gavs 1603 [13] . 42 Orionis ( latiniserad variant av lat.  42 Orionis ) är Flamsteeds beteckning .

Beteckningarna för komponenterna som 42 Orions Aa, Ab och AB följer från konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem , och antagen av International Astronomical Union (IAU) [14] .

Egenskaper för 42 Orion multipelsystem

Paret 42 Orioni Aa och 42 Orioni Ab är en dubbelstjärna där komponenterna är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 0,163  ″ [5] , vilket motsvarar en omloppstid  på 80,7 år [5] och den semi-major axeln för omloppsbanan mellan följeslagarna är minst 38,4  a.u. (som jämförelse är radien för Plutos  omloppsbana 39,48 AU och rotationsperioden  är 247,92 år ). Paret 42 Orioni Aa-Ab och 42 Orioni B är en trippelstjärna där komponenterna är separerade från varandra med ett vinkelavstånd på 1,2  ″ [5] , vilket motsvarar en omloppsperiod  på 1454 år [5] och semi -huvudaxel för omloppsbanan mellan följeslagarna, minst 303,7  AU .

Om vi ​​tittar från sidan av 42 Orion Aa till 42 Orion Ab, så kommer vi att se en vitblå stjärna som lyser med en ljusstyrka på −24,51 m , det vill säga med en ljusstyrka på 0,13  . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara - ~ 0,09 ° [b] , vilket är 17,7 % av vår sols diameter. Om vi ​​tittar från sidan av 42 Orion Ab på 42 Orion Aa, så kommer vi också att se en vitblå stjärna som lyser med en ljusstyrka på −25,91 m , det vill säga med en ljusstyrka på 0,46  . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara ~0,046° [b] , vilket är 9,1 % av vår sols diameter.

Om vi ​​tittar kommer vi att titta från sidan av paret 42 Orion Aa-Ab till 42 Orion B, då ser vi också en vitblå stjärna som lyser med en ljusstyrka på −18,8 m , det vill säga med en ljusstyrka på 256 fullmånemånar . _ Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek (i genomsnitt) att vara ~4,74 mas [b] , vilket är 0,95 % av vår sols diameter. Och omvänt, om vi tittar från närheten av 42 Orion B-komponenten till 42 Orion Aa-Ab, kommer vi att se ett par vitblå stjärnor som lyser med en total ljusstyrka på -21,72 m (det vill säga med en ljusstyrka på 3898 fullmånar ) . Dessutom kommer 42 Orion Aa att lysa med en ljusstyrka på -21,42 m (det vill säga med en ljusstyrka på 2957 fullmånar ) , och komponenten i 42 Orion Ab kommer att lysa med en ljusstyrka på -20,02 m (det vill säga med en ljusstyrka av 814 fullmånar ) , respektive. Dessutom kommer vinkelstorleken på stjärnorna (i genomsnitt) att vara - ~ 11,23 [b] och ~ 5,76 mas [b] , det vill säga stjärnans vinkelstorlek kommer att vara 2,2% och 1,15% av vinkelstorleken på vår Sol , respektive. I det här fallet kommer det maximala vinkelavståndet mellan stjärnorna att vara 14,4 °.

42 Orionis uppvisar liten variabilitet [15] : under observationer fluktuerar stjärnans ljusstyrka med 0,10 m , ändras från 5,52 m till 5,62 m , utan någon periodicitet (mest troligt har stjärnan flera perioder), typen av variabel är inte heller fast besluten.

Aa komponentegenskaper

42 Orion Aa - att döma av sin spektraltyp B1V [5] är stjärnan en dvärg av spektraltyp B , vilket indikerar att väte i stjärnans kärna är kärnbränsle, det vill säga att stjärnan befinner sig i huvudsekvensen . Stjärnans massa är liten (med cirka 30 %) för sin spektralklass och är lika med 8,69  [5] . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 20 000  K , vilket ger den dess karakteristiska blå-vita färg.

På grund av en stjärnas höga ljusstyrka kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1922 [16] av den danske astronomen Einar Hertzsprung , men eftersom stjärnan var en binär sådan, och även för att den befann sig i ett stjärnbildande region rik på gigantiska molekylära moln , då skedde radiemätningen med stora fel. Data om denna mätning ges i tabellen:

Stjärnans namn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
42 Orion	1922	4,65	B3	0,4	3.6	[16]

Vi vet nu att radien för en B1V- stjärna bör vara 6,4  [17] . Stjärnans ljusstyrka , baserat på Stefan-Boltzmann-lagen , bör vara lika med 5900  . Rotationshastigheten för 42 Orion överstiger solenergin med nästan 10 gånger och är lika med 20  km/s [7] , vilket ger stjärnans rotationsperiod - 16,6 dagar .

Stjärnans nuvarande ålder mäts inte direkt, men stjärnor med en massa på 8,69  [5] är kända för att leva på huvudsekvensen i cirka 23,5  miljoner år , vilket sätter en övre gräns för en stjärnas ålder. 42 Orionis är vid gränsen, som är 8-12 ,  när en stjärna kan explodera som en supernova . Om detta inte händer, kommer stjärnan att bli en röd jätte , och sedan, när den släpper de yttre skalen, blir den en mycket massiv vit dvärg .

Ab-komponentegenskaper

42 Orionis Ab - att döma av dess massa, som är lika med 4,55  [5]  - är stjärnan en dvärg av spektraltypen B7V [17] , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna är kärnbränsle, dvs. är, stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 12400  K [17] , vilket ger den en karakteristisk blå-vit färg.

Radien för en stjärna av spektraltyp B7V bör vara 3,28  [17] . Stjärnans ljusstyrka , baserat på Stefan-Boltzmann-lagen , bör vara lika med 228  .

Stjärnans nuvarande ålder mäts inte direkt, men stjärnor med en massa på 4,55  [5] är kända för att leva på huvudsekvensen i cirka 144  miljoner år , vilket sätter en övre gräns för en stjärnas ålder. Stjärnan kommer då att bli en röd jätte , och sedan, när den tappar sina yttre skal, blir den en ganska massiv vit dvärg .

Komponent B-egenskaper

42 Orionis B - att döma av dess massa, som är lika med 3,04  [5]  - är stjärnan en dvärg av spektraltypen B9V [17] , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna är kärnbränsle, dvs. är, stjärnan är på huvudsekvensen . Stjärnan strålar ut energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 10 600  K [17] , vilket ger den en karakteristisk blå-vit färg.

Radien för en stjärna av spektraltyp B9V bör vara 2,7  [17] . En stjärnas ljusstyrka , baserat på Stefan-Boltzmann-lagen , bör vara lika med 82,5  .

Stjärnans nuvarande ålder mäts inte direkt, men stjärnor med en massa på 3,04  [5] är kända för att leva på huvudsekvensen i cirka 445  miljoner år , vilket sätter en övre gräns för stjärnans ålder. Stjärnan kommer då att bli en röd jätte , och sedan, när den tappar sina yttre skal, blir den en ganska massiv vit dvärg .

Historia om studiet av stjärnmångfald

42 Orionis är en ung stjärna i Orion som inte observerades med hög vinkelupplösning förrän 2001. År 1848 upptäckte den engelske astronomen W. Daves dualiteten av 42 Orion, det vill säga han upptäckte B-komponenten och stjärnorna inkluderades i katalogerna som DA 4 [c] . År 2005 upptäckte en grupp forskare under ledning av den ryske astronomen A. Tokovnin, baserat på uppgifter från 1979, A-komponentens dualitet och stjärnorna inkluderades i katalogerna som TOK 430 [d] .

Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [18] [11] :

Om vi ​​sammanfattar all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan 42 Orion Aa har 2 satelliter:

• komponent Ab, en stjärna av 6:e magnituden, belägen på ett vinkelavstånd av 0,163  bågsekunder och stjärnans rotationsperiod är 80,7  år [5] ;
• komponent B, en stjärna av 8:e magnituden belägen på ett vinkelavstånd av 1,2  bågsekunder , har katalognumret TYC 4774-928-2 [10] . Stjärnan har ingen känd parallax , men det är känt från andra källor att stjärnan är en del av 42 Orion-systemet och stjärnans rotationstid är 1454  år [5] .

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ 1 2 3 4 5 Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a.u. ; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i AU.
3. ↑ DA - länk till W. Daves katalog , 4 - nummer i hans katalog
4. ↑ TOK - länk till A. Tokovnins katalog, 430 - postnummer i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:2078:2078 
2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry in Johnsons 11-color system  // VizieR  :  journal. - 2002. - Vol. 2237 . - .
3. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Sammanställning av radiella hastigheter för 35 495 Hipparcos-stjärnor i ett gemensamt system  (engelska)  // Astronomy Letters  : journal. - 2006. - Vol. 32 , nr. 11 . — S. 759 . - doi : 10.1134/S1063773706110065 . - . - arXiv : 1606.08053 .
4. ↑ Hoffleit, D.; Warren, WH VizieR Online Data Catalogue: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Hoffleit+, 1991)  (engelska)  // VizieR On-line Data Catalog : V/50. Ursprungligen publicerad i: 1964BS....C......0H : journal. - 1995. - Vol. 5050 . — .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Katalog med flera stjärnor (HIP => 26237)  (engelska) . A. Tokovinin. Hämtad 22 juni 2020. Arkiverad från originalet 23 juni 2020.
6. ↑ Hohle, MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF Massor och ljusstyrkor för stjärnor av O- och B-typ och röda superjättar  (engelska)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2010. - Vol. 331 , nr. 4 . — S. 349 . - doi : 10.1002/asna.200911355 . - . - arXiv : 1003.2335 . Vizierkatalogpost  (fr.) . vizier.u-strasbg.fr . Hämtad 24 juni 2021. Arkiverad från originalet 1 mars 2021.
7. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica. Rotational Velocities of B Stars  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 573 . - S. 359 . - doi : 10.1086/340590 . - .
8. ↑ 1 2 3 4 5 Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, VV; Mason, B.D.; Wycoff, G.L.; Urban, SE  Tycho dubbelstjärnekatalog  , Astronomy and Astrophysics  : tidskrift. - 2002. - Vol. 384 . - S. 180-189 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011822 . - .
9. ↑ *c Ori -- Young Stellar Object , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=42+Orionis > . Hämtad 9 december 2019. Arkiverad 21 juli 2020 på 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% 2048-9274-92 2&submit=skicka > . Hämtad 9 december 2019.   
11. ↑ 1 2 42 Orionis  . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 22 juni 2020. Arkiverad från originalet 17 juni 2016.
12. ↑ 12 H.R. 1892 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 22 juni 2020. Arkiverad från originalet 4 september 2020. (ryska)
13. ↑ 1 2 42 Orionis  . Universum guide . Arkiverad från originalet den 28 december 2019.
14. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. (2010), Om namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ NSV 2318  . GAISH . Arkiverad från originalet den 22 juni 2020.
16. ↑ 1 2 CADARS katalogpost: recno=  2623 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hämtad: 24 juni 2021. . Hämtad 2 maj 2022. Arkiverad från originalet 24 juni 2020.
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( november 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: Katalogposten för Washington Double Star  Catalogue . Hämtad 22 juni 2020. Arkiverad från originalet 28 mars 2016.

Länkar

• Bild 42 av Orion  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr . Hämtad: 24 juni 2021.