42 Orion

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , forkortet 42 Ori, c Ori ) er en stjerne i det ækvatoriale stjernebillede Orion . Stjernen har en tilsyneladende størrelsesorden på +4,59 m [2] [11] og ifølge Bortle-skalaen er stjernen synlig med det blotte øje på en forstads-/ bymæssig overgangshimmel .  42 Orionis er omgivet af NGC 1977 -tågen , en af ​​de mindre svagere grupper af navngivne tåger , lige nord for Orion-tågen . 42 Orionis er en stjerne, der exciterer interstellare støvatomer og oplyser NGC 1977 -tågen .

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] ved man, at stjernen er omkring 900  meter væk . år ( 270  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 86°N. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Arktis . Det bedste observationstidspunkt er december [12] .

Stjernen 42 Orionis bevæger sig ret hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 30  km/s [12] , hvilket er tre gange hastigheden af ​​de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra Solen . På himlen bevæger stjernen sig mod sydøst [13] , og passerer gennem himmelsfæren 8,4 mas om året.

Stjernenavn

c Orionis ( lat .  c Orionis ) er Bayer-betegnelsen , som stjernen blev givet i 1603 [13] . 42 Orionis ( latiniseret variant af lat.  42 Orionis ) er Flamsteeds betegnelse .

Betegnelserne for komponenterne som 42 Orions Aa, Ab og AB følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer , og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [14] .

Egenskaber for 42 Orion multiple system

Parret 42 Orioni Aa og 42 Orioni Ab er en dobbeltstjerne , hvor komponenterne er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,163  ″ [5] , hvilket svarer til en omløbsperiode  på 80,7 år [5] og den semi-major kredsløbets akse mellem ledsagerne er mindst 38,4  a.u. (til sammenligning er radius af Plutos kredsløb 39,48  AU og omdrejningsperioden er 247,92  år ). Parret 42 Orioni Aa-Ab og 42 Orioni B er en tredobbelt stjerne , hvor komponenterne er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 1,2  ″ [5] , hvilket svarer til en omløbsperiode  på 1454 år [5] og semi. -hovedakse i kredsløbet mellem ledsagerne, mindst 303,7  AU .

Hvis vi ser fra siden af ​​42 Orion Aa til 42 Orion Ab, så vil vi se en hvid-blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på −24,51 m , det vil sige med en lysstyrke på 0,13  . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 0,09 ° [b] , hvilket er 17,7 % af vores sols diameter. Hvis vi ser fra siden af ​​42 Orion Ab på 42 Orion Aa, så vil vi også se en hvid-blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på −25,91 m , altså med en lysstyrke på 0,46  . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være ~0,046° [b] , hvilket er 9,1 % af vores sols diameter.

Hvis vi kigger, vil vi se fra siden af ​​parret 42 Orion Aa-Ab til 42 Orion B, så vil vi også se en hvid-blå stjerne, der skinner med en lysstyrke på −18,8 m , det vil sige med en lysstyrke på 256 fuldmånemåner . _ Desuden vil stjernens vinkelstørrelse (i gennemsnit) være ~4,74 mas [b] , hvilket er 0,95 % af vores sols diameter. Og omvendt, hvis vi ser fra nærheden af ​​42 Orion B-komponenten til 42 Orion Aa-Ab, så vil vi se et par hvid-blå stjerner, der skinner med en total lysstyrke på -21,72 m (det vil sige med en lysstyrke på 3898 fuldmånemåner ). Desuden vil 42 Orion Aa lyse med en lysstyrke på -21,42 m (det vil sige med en lysstyrke på 2957 fuldmåner ) , og komponenten af ​​42 Orion Ab vil lyse med en lysstyrke på -20,02 m (det vil sige med en lysstyrke) af 814 fuldmåner ) . Desuden vil stjernernes vinkelstørrelse (i gennemsnit) være - ~ 11,23 [b] og ~ 5,76 mas [b] , det vil sige, at stjernens vinkelstørrelse vil være 2,2 % og 1,15 % af vinkelstørrelsen på vores henholdsvis sol . I dette tilfælde vil den maksimale vinkelafstand mellem stjernerne være 14,4 °.

42 Orionis udviser en lille variabilitet [15] : under observationer svinger stjernens lysstyrke med 0,10 m , skiftende fra 5,52 m til 5,62 m , uden nogen periodicitet (mest sandsynligt har stjernen flere perioder), typen af ​​variabel er heller ikke fast besluttet.

Aa komponentegenskaber

42 Orion Aa - at dømme efter sin spektraltype B1V [5] er stjernen en dværg af spektraltype B , hvilket indikerer, at brint i stjernens kerne er kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernens masse er lille (ca. 30 %) for dens spektralklasse og er lig med 8,69  [5] . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 20.000  K , hvilket giver den dens karakteristiske blå-hvide farve.

På grund af en stjernes høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1922 [16] af den danske astronom Einar Hertzsprung , men da stjernen var en binær stjerne, og også fordi den var i et stjernedannende region rig på gigantiske molekylære skyer , så skete radiusmålingen med store fejl. Data om denne måling er angivet i tabellen:

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

Vi ved nu, at radius af en B1V- stjerne bør være 6,4  [17] . Stjernens lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven , skulle være lig med 5900  . Rotationshastigheden på 42 Orion overstiger solenergien med næsten 10 gange og er lig med 20  km/s [ 7] , hvilket giver stjernens rotationsperiode - 16,6 dage.

Stjernens nuværende alder måles ikke direkte, men stjerner med en masse på 8,69  [5] er kendt for at leve på hovedsekvensen i omkring 23,5  millioner år , hvilket sætter en øvre grænse for en stjernes alder. 42 Orionis er på grænsen, som er 8-12 ,  når en stjerne kan eksplodere som en supernova . Hvis dette ikke sker, vil stjernen blive en rød kæmpe , og så vil den, hvis de ydre skaller slippes, blive en meget massiv hvid dværg .

Ab-komponentegenskaber

42 Orionis Ab - at dømme efter dens masse, som er lig med 4,55  [5]  - er stjernen en dværg af spektraltypen B7V [17] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne er kerne "brændstof", dvs. er, stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 12400  K [17] , hvilket giver den en karakteristisk blå-hvid farve.

Radius af en stjerne af spektral type B7V skal være 3,28  [17] . Stjernens lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven , skulle være lig med 228  .

Stjernens nuværende alder måles ikke direkte, men stjerner med en masse på 4,55  [5] er kendt for at leve på hovedsekvensen i omkring 144  millioner år , hvilket sætter en øvre grænse for en stjernes alder. Stjernen vil derefter blive en rød kæmpe , og derefter, når den fælder sine ydre skaller, vil den blive en ret massiv hvid dværg .

Komponent B-egenskaber

42 Orionis B - at dømme efter dens masse, som er lig med 3,04  [5]  - er stjernen en dværg af spektraltypen B9V [17] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne er kerne "brændstof", dvs. er, stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 10.600  K [17] , hvilket giver den en karakteristisk blå-hvid farve.

Radius af en stjerne af spektral type B9V skal være 2,7  [17] . En stjernes lysstyrke , baseret på Stefan-Boltzmann-loven , skal være lig med 82,5  .

Stjernens nuværende alder måles ikke direkte, men stjerner med en masse på 3,04  [5] er kendt for at leve på hovedsekvensen i omkring 445  millioner år , hvilket sætter en øvre grænse for stjernens alder. Stjernen vil derefter blive en rød kæmpe , og derefter, når den fælder sine ydre skaller, vil den blive en ret massiv hvid dværg .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

42 Orionis er en ung stjerne i Orion , der først blev observeret med høj vinkelopløsning i 2001. I 1848 opdagede den engelske astronom W. Daves dualiteten af ​​42 Orion, det vil sige, han opdagede B-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som DA 4 [c] . I 2005 opdagede en gruppe forskere ledet af den russiske astronom A. Tokovnin, baseret på optegnelser fra 1979, A-komponentens dualitet , og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som TOK 430 [d] .

Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [18] [11] :

Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen 42 Orion Aa har 2 satellitter:

• komponent Ab, en stjerne af 6. størrelsesorden, beliggende i en vinkelafstand på 0,163  buesekunder og stjernens rotationsperiode er 80,7  år [5] ;
• komponent B, en stjerne af 8. størrelsesorden placeret i en vinkelafstand på 1,2  buesekunder , har katalognummeret TYC 4774-928-2 [10] . Stjernen har ingen kendt parallakse , men det vides fra andre kilder, at stjernen er en del af 42 Orion-systemet og stjernens rotationsperiode er 1454  år [5] .

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ 1 2 3 4 5 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i AU.
3. ↑ DA - link til W. Daves katalog , 4 - indgang nummer i hans katalog
4. ↑ TOK - link til A. Tokovnins katalog, 430 - postnummer i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:7078:7078 
2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR VizieR Online Data Catalog: Catalog of Stellar Photometry in Johnsons 11-color system  // VizieR  :  journal. - 2002. - Bd. 2237 . - .
3. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Samling af radiale hastigheder for 35.495 Hipparcos-stjerner i et fælles system  (engelsk)  // Astronomy Letters  : journal. - 2006. - Bd. 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)  (engelsk)  // VizieR Online Data Catalog : V/50. Oprindeligt udgivet i: 1964BS....C......0H : journal. - 1995. - Bd. 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 flere stjerner (HIP => 26237)  (engelsk) . A.Tokovinin. Hentet 22. juni 2020. Arkiveret fra originalen 23. juni 2020.
6. ↑ Hohle, MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF Masser og lysstyrker af stjerner af O- og B-typen og røde supergiganter  (engelsk)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2010. - Vol. 331 , nr. 4 . — S. 349 . - doi : 10.1002/asna.200911355 . - . - arXiv : 1003.2335 . Visirkatalogindgang  (fr.) . vizier.u-strasbg.fr . Hentet 24. juni 2021. Arkiveret fra originalen 1. marts 2021.
7. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica. Rotationshastigheder for B-stjerner  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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-dobbeltstjernekataloget   , Astronomi og Astrofysik  : tidsskrift. - 2002. - Bd. 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 > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 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=send > . Hentet 9. december 2019.   
11. ↑ 1 2 42 Orionis  . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 22. juni 2020. Arkiveret fra originalen 17. juni 2016.
12. ↑ 12 H.R. 1892 . Katalog over Bright Stars . Hentet 22. juni 2020. Arkiveret fra originalen 4. september 2020. (Russisk)
13. ↑ 1 2 42 Orionis  . Univers guide . Arkiveret fra originalen 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 navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ NSV 2318  . GAISH . Arkiveret fra originalen den 22. juni 2020.
16. ↑ 1 2 CADARS katalogindgang: recno=  2623 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Hentet: 24. juni 2021. . Hentet 2. maj 2022. Arkiveret fra originalen 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: Katalogindgang i Washington Double  Star . Hentet 22. juni 2020. Arkiveret fra originalen 28. marts 2016.

Links

• Billede 42 af Orion  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr . Hentet: 24. juni 2021.