42 Orion | |||||||||||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
flera stjärna | |||||||||||||||||||||||||||||
Stjärnans position i stjärnbilden indikeras med en blinkande cirkel och indikeras med en pil. | |||||||||||||||||||||||||||||
Observationsdata ( Epoch J2000.0 ) |
|||||||||||||||||||||||||||||
Sorts | trippelstjärna | ||||||||||||||||||||||||||||
rätt uppstigning | 05 h 35 m 23,16 s [1] | ||||||||||||||||||||||||||||
deklination | −4° 50′ 18,09″ [1] | ||||||||||||||||||||||||||||
Distans | ~900 St. år (~2701 st ) [a] | ||||||||||||||||||||||||||||
Skenbar magnitud ( V ) | 4,59 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
Konstellation | Orion | ||||||||||||||||||||||||||||
Astrometri | |||||||||||||||||||||||||||||
Radiell hastighet ( Rv ) | +28,40 [3] km/s | ||||||||||||||||||||||||||||
Rätt rörelse | |||||||||||||||||||||||||||||
• höger uppstigning | +4,52 [1] mas per år | ||||||||||||||||||||||||||||
• deklination | −7,11 [1] mas per år | ||||||||||||||||||||||||||||
Parallax (π) | 3,69 ± 1,20 [1] mas | ||||||||||||||||||||||||||||
Absolut magnitud (V) | −2,58 | ||||||||||||||||||||||||||||
Spektrala egenskaper | |||||||||||||||||||||||||||||
Spektralklass | B1V [4] | ||||||||||||||||||||||||||||
Färgindex | |||||||||||||||||||||||||||||
• B−V | -0,19 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
• U−B | -0,94 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
fysiska egenskaper | |||||||||||||||||||||||||||||
Vikt | (Aa+Ab+B): 16,28 [5] M ⊙ | ||||||||||||||||||||||||||||
Radie | 4,29R☉ | ||||||||||||||||||||||||||||
Temperatur | 25400 [6] K | ||||||||||||||||||||||||||||
Rotation | 20 km/s [7] | ||||||||||||||||||||||||||||
Koder i kataloger
Ba c Orion, c Orionis, c Ori | |||||||||||||||||||||||||||||
Information i databaser | |||||||||||||||||||||||||||||
SIMBAD | data | ||||||||||||||||||||||||||||
Stjärnsystem | |||||||||||||||||||||||||||||
En stjärna har 3 komponenter. Deras parametrar presenteras nedan: |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
Källor: [9] [10] | |||||||||||||||||||||||||||||
Information i Wikidata ? |
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.
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] .
aa | |||||||||||||
T = 80,7 år a = 0,163 " | |||||||||||||
Ab | |||||||||||||
T \u003d 1454 år a \u003d 1,2 " | |||||||||||||
B | |||||||||||||
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.
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 .
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 .
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 .
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] :
Komponent | År | Antal mätningar | Positionsvinkel | Vinkelavstånd | Skenbar storlek på komponent I | Skenbar storlek på komponent II |
Aa, Ab | 2005 | elva | 328° | 0,2 tum | 4,90 m | 6,30 m |
2018 | 21° | 0,2 tum | ||||
AB | 1848 | 35 | 220° | 2,0 tum | 4,61 m _ | 7,50 m |
1968 | 207° | 1,5 tum | ||||
2018 | 202° | 1,20 tum |
Om vi sammanfattar all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan 42 Orion Aa har 2 satelliter:
Orion stjärnbild stjärnor | |
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Variabler | |
planetsystem _ |
|
Övrig | |
Lista över stjärnor i stjärnbilden Orion |