Tau Orion

Da den er i skyggen af ​​den blændende superkæmpe Rigel , er den blå-hvide stjerne i fjerde størrelsesorden (3,60 m ) Tau Orion placeret nær grænsen til stjernebilledet Eridanus , en stjerneflod, hvis "kilde" er stjernebanen ( β Eridani). Ligger på en lige linje mellem Rigel og Mintaka . Den har ikke noget historisk navn. Sammen med Lambda Eridani , Beta Eridani og Psi Eridani danner den Orions fodskammel asterisme, hvorpå Orions venstre fod hviler [ 12 ] .

Som en gigant af B5 -spektraltypen ligger Tau Orionis 555 lysår fra Jorden . Selvom stjernen ikke betragtes som en variabel stjerne , afslørede Hipparcos-satellitten under langtidsmålinger lysstyrkeudsving på lidt over en tiendedel af størrelsesordenen (3,47 m ), så den kan meget vel have variabilitet af en uidentificeret type [2] .

Tau Orionis udstråler en enorm mængde energi (inklusive den ultraviolette stråling ) og skinner 3.100 gange stærkere end Solen med en overfladetemperatur på 14.100  K. Stjernens radius er 9,4 gange solens , så givet at den forudsagte ækvatoriale rotationshastighed er 43 km/s, kan vi beregne, at rotationsperioden er omkring 11 dage. Temperaturen og lysstyrken indikerer, at massen af ​​Tau Orion er omkring 6 solmasser , og selve stjernen har for nylig fuldført sit liv på hovedsekvensen , efter at have stoppet syntesen af ​​helium fra brint og begynder overgangen til stadiet af en rød kæmpe [2] .

Tau Orionis er omkring 63 millioner år gammel. Den begyndte sit liv som en tredje størrelsesorden B3-stjerne. Når stjernen ikke har nok masse til at eksplodere som en supernova , vil den til sidst kaste sine ydre lag og blive en massiv hvid dværg med en masse på omkring 0,95 sol [2] .

Tau Orionis er et komplekst multipelsystem [13] . Observationer over næsten et århundrede tyder på, at Tau Orion A har en tæt kredsende spektroskopisk følgesvend , men dens eksistens er aldrig blevet bekræftet visuelt eller ved andre metoder. Stjernen har også 3 visuelle ledsagere . Den indbyrdes bevægelse mellem Tau Orioni A og Tau Orioni B (en stjerne på 11 m , liggende i en afstand af 34 buesekunder ) viser, at denne svage stjerne måske bare er en visuel følgesvend. Tau Orionis C er en tilsyneladende satellit af Tau Orionis B. Tau Orioni D , en stjerne med en størrelsesorden på 11 m , der er 36 buesekunder væk fra Tau Orioni A , er sandsynligvis en rigtig satellit, og hvis det er tilfældet, må det være en stjerne af soltypen. At være i en afstand på mindst 6100 a. e. fra Tau Orion A vil det tage mindst 180 tusind år at lave en komplet revolution omkring sin enorme nabo. På denne afstand vil Tau Orioni D lyse mere end 5 gange så klart som Venus . På samme tid, hvis set fra Tau Orion D , så vil Tau Orion A skinne 15 gange stærkere end fuldmånen [2] .

Noter

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Objekt og aliaser  (eng.)  (link ikke tilgængeligt) . NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations . Hentet 16. december 2020. Arkiveret fra originalen 4. maj 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 TAU ORI (Tau Orionis  ) . Jim Kaller . Hentet 24. juli 2010. Arkiveret fra originalen 4. maj 2012.
3. ↑ 1 2 3 tau Ori - Stjerne i  dobbeltsystem . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg. Hentet 24. juli 2010. Arkiveret fra originalen 4. maj 2012.
4. ↑ 1 2 3 J05176-0651B -- Dobbelt eller multiple , databaseindtastning , SIMBAD  
5. ↑ 1 2 3 J05176-0651C -- Dobbelt eller multipel , databaseindtastning , SIMBAD  
6. ↑ 1 2 3 1028D -- Stjerne i dobbelt system , databaseindtastning , SIMBAD  
7. ↑ Buscombe W. Linjestyrker for sydlige OB-stjerner. II. Observationer med moderat spredning  (engelsk) // man . Ikke. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 1969. - Vol. 144.—S. 31–39. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1093/MNRAS/144.1.31
8. ↑ Lesh J. R. The Kinematics of the Gould Belt: an Expanding Group?  (engelsk) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1968. - Vol. 17. - S. 371. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190179
9. ↑ Abt H. A. Visuelle multipla. VIII - 1000 MK-typer  (engelsk) // The Astrophysical Journal : Supplement Series - American Astronomical Society , 1985. - Vol. 59.—S. 95–112. — ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/191064
10. ↑ Zorec J., Cidale L., Arias M. L., Frémat Y., Muratore M. F., Torres A. F. , Martayan C. Fundamentale parametre for B-supergiganter fra BCD-systemet. I. Kalibrering af (λ_1, D) parametrene til Teff  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 501, Iss. 1. - S. 297-320. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/200811147 - arXiv:0903.5134
11. ↑ Simón-Díaz S. , Godart M., Castro N. , Aerts C., Puls J., Telting J., Grassitelli L., Herrero A. IACOB-projektet. III. Nye observationsspor til at forstå makroturbulent udvidelse i massive stjerner af O- og B-typen  (engelsk) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2016. - Vol. 597.—S. 22–22. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201628541 - arXiv:1608.05508
12. ↑ Allen, Richard Hinckley Stjernenavne. Deres Lore og Mening. (Eridanus-floden).  (engelsk) .
13. ↑ t Orionis på Alcyone Arkiveret 4. marts 2016 på Wayback Machine