42 Orion | |||||||||||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
flere stjerne | |||||||||||||||||||||||||||||
Stjernens position i stjernebilledet er angivet med en blinkende cirkel og angivet med en pil. | |||||||||||||||||||||||||||||
Observationsdata ( Epoke J2000.0 ) |
|||||||||||||||||||||||||||||
Type | tredobbelt stjerne | ||||||||||||||||||||||||||||
højre opstigning | 05 t 35 m 23,16 s [1] | ||||||||||||||||||||||||||||
deklination | −4° 50′ 18,09″ [1] | ||||||||||||||||||||||||||||
Afstand | ~900 St. år (~2701 pct .) [a] | ||||||||||||||||||||||||||||
Tilsyneladende størrelse ( V ) | 4,59 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
Konstellation | Orion | ||||||||||||||||||||||||||||
Astrometri | |||||||||||||||||||||||||||||
Radial hastighed ( Rv ) | +28,40 [3] km/s | ||||||||||||||||||||||||||||
Korrekt bevægelse | |||||||||||||||||||||||||||||
• højre opstigning | +4,52 [1] mas om året | ||||||||||||||||||||||||||||
• deklination | −7,11 [1] mas om året | ||||||||||||||||||||||||||||
parallakse (π) | 3,69 ± 1,20 [1] mas | ||||||||||||||||||||||||||||
Absolut størrelse (V) | −2,58 | ||||||||||||||||||||||||||||
Spektral karakteristika | |||||||||||||||||||||||||||||
Spektral klasse | B1V [4] | ||||||||||||||||||||||||||||
Farveindeks | |||||||||||||||||||||||||||||
• B−V | -0,19 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
• U−B | -0,94 [2] | ||||||||||||||||||||||||||||
fysiske egenskaber | |||||||||||||||||||||||||||||
Vægt | (Aa+Ab+B): 16,28 [5] M ⊙ | ||||||||||||||||||||||||||||
Radius | 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 | ||||||||||||||||||||||||||||
Stjernesystem | |||||||||||||||||||||||||||||
En stjerne har 3 komponenter. Deres parametre er vist nedenfor: |
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
|
|||||||||||||||||||||||||||||
Kilder: [9] [10] | |||||||||||||||||||||||||||||
Oplysninger i Wikidata ? |
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.
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] .
aa | |||||||||||||
T = 80,7 år a = 0,163 " | |||||||||||||
Ab | |||||||||||||
T \u003d 1454 år og \ u003d 1,2 " | |||||||||||||
B | |||||||||||||
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.
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 .
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 .
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 .
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] :
Komponent | År | Antal målinger | Positionsvinkel | Vinkelafstand | Tilsyneladende størrelse af komponent I | Tilsyneladende størrelse af komponent II |
Aa, Ab | 2005 | elleve | 328° | 0,2" | 4,90 m | 6,30 m |
2018 | 21° | 0,2" | ||||
AB | 1848 | 35 | 220° | 2,0" | 4,61 m _ | 7,50 m |
1968 | 207° | 1,5" | ||||
2018 | 202° | 1,20" |
Sammenfattende alle oplysninger om stjernen kan vi sige, at stjernen 42 Orion Aa har 2 satellitter:
Orion stjernebilledet stjerner | |
---|---|
Bayer | |
Flamsteed | |
Variabler | |
planetsystemer _ |
|
Andet | |
Liste over stjerner i stjernebilledet Orion |