iota Orionis

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
iota Orionis
Iota Orionis.jpg
Steaua Iota Orionis iese în evidență pe Roiul NGC 1980 și pe marginile sudice ale nebuloasei Orion
Clasificare Albastru gigant [1] , Albastru Subgiant [2]
Clasa spectrală O9 III [1] / B0,8 III-IV [2]
Distanța de la Soare ~ 1320 ani lumină (~ 406 buc ) [3]
Constelaţie Orion
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000 )
Ascensiunea dreaptă 05 h 35 m 25.98191 s [1]
Declinaţie -05 ° 54 '35.6435 " [1]
Lat. galactic -19.5835 ° [1]
Lung. galactic 209.5221 ° [1]
Date fizice
Raza medie 8,3 ± 0,8 / 5,4 ± 1,4 R [4] R ⊙
Masa
23,1 / 13,1 [4] M ⊙
Perioada de rotație 4,76 zile / 4.34 zile [5]
Viteza de rotație (V eq x i sin) 120 ± 10 km / s / 80 ± 10 km / s [5]
Temperatura
superficial		 32.000 K / 21000 K [6] (medie)
Luminozitate
260000/17800 [6] L ⊙
Vârsta estimată 4,87 milioane de ani / 9,4 milioane de ani [1]
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 2.77 [1]
Magnitudine abs. -8.7 [6]
Parallax 2,46 ± 0,77 mas [3]
Motocicletă proprie AR : 1,42 mas / an
Decembrie : -0.46 mas / an [1]
Viteza radială 21,5 ± 0,9 km / s [1]
Nomenclaturi alternative
Hatsya, Na'ir al Saif, Hatysa în Becvar, ι Ori , 44 Ori , HR 1889, BD -06 ° 1241, HD 37043, SAO 132323, ADS 4193, FK5 209, HIP 26241
Editați datele din Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 05 h 35 m 25.98191 s, -05 ° 54 '35.6435 "

Iota Orionis ( ι Ori / ι Orionis ), de asemenea , cunoscut sub numele de Na'ir al Saif sau Hatsya, este cea mai strălucitoare stea din asterismului a Spada Orion , în constelația Orion . Este de fapt un sistem de stea format din patru componente, al cărui primar este un masiv fierbinte, albastru gigant .

Observare

Cercle rouge 100% .svg
Orion IAU.svg
Poziția ι Orionis în constelația Orion (imediat la sud de Nebuloasa Orion ).

La sud de trio - ul de stele care formează Orion Belt , în centrul constelației, putem identifica alte trei stele dispuse în direcția nord - sud , pentru a forma un fel de coloană. Acest asterism a fost numit Sabia lui Orion. Starul nordic al celor trei, 42 Orionis, este cel mai puțin luminos, în timp ce steaua sudic, Iota Orionis, este mai strălucitoare. Steaua intermediară, atunci când este observată prin instrumente, de fapt , se dovedește a fi un roi deschis , numit trapez , format din mai multe stele foarte masive. Acest cluster ajută pentru a ilumina ceea ce este una dintre cele mai cunoscute și mai fotografiate nebuloase difuze de bolta cerească , The nebuloasei Orion . Iota Orionis apare lângă marginea de sud a acestei nebuloase, separat de acesta cu aproximativ 1 °.

Cu magnitudine aparenta 2,77 [1] , Iota Orionis este saptea stea în ordinea luminozității în cadrul constelației. Fiind situat aproape 6 ° sud de ecuatorul ceresc , este o stea din emisfera sudică . Cu toate acestea, poziția sa face vizibil din toate regiunile populate ale Pământului și din toate terenurile au apărut . De fapt, acesta este invizibil doar la nord de 84th paralela , adică, aproape polul nord . Pe de altă parte, această apropiere de ecuatorul ceresc înseamnă că este circumpolar doar în regiunile apropiate de polul sud al Pământului.

Cea mai favorabilă perioadă pentru observarea sa pe cerul serii este din noiembrie până în mai.

Mediul galactic

Iota Orionis face parte din OB asociației Orion OB1 , unul dintre cele mai cunoscute și studiate asociațiile OB în bolta cerească . Este o asociație mare , cu cel puțin 10.000 de stele [7] . Printre acestea există câteva stele deosebit de masive : se estimează că aproximativ 30-100 de stele cu o masă mai mare de 8 M belonged aparțineau inițial lui Orion OB1. 10-20 dintre aceste stele au explodat deja în supernove , dând naștere la alte episoade de formare a stelelor [7] . Asocierea conține o foarte mare nor molecular gigant , cunoscut sub numele de Orion Molecular Cloud Complex , al cărui Nebuloasa Orion este una dintre principalele structuri.

Regiunea a Spada lui Orion . Luminos steaua albastră de mai jos în fotografie este Iota Orionis. Acesta domină NGC 1980 clusterului . Mai sus extins nebuloasa este Nebuloasa Orion , care conține trapez în centrul său. Complexul de stele găsite în marginea din stânga sus a Nebuloasa MDC-2 , în timp ce în continuare până cluster de stele albastre , înconjurat de gaze naturale constituie NGC 1977 . Mai mare încă în fotografie puteți vedea frontierele sudice ale NGC 1981 .

Orion OB1 este împărțit în patru subgrupe principale. Stelele care se află în zona de Spada lui Orion fac parte din două dintre aceste subgrupuri, Orion OB1c și OB1d Orion. Printre subgrupurile aparținând asociației, ei sunt cei care posedă cele mai tinere și cele mai îndepărtate stele, situat la aproximativ 400-420 PC - ul de pe Pământ (1300-1370 ani lumina ) [7] . Nu este clar dacă Orion OB1c și Orion OB1d sunt două subgrupuri distincte sau două populații diferite de stele, care au format din același nor de gaz la momente diferite. Acest nor, parte a complexului molecular Orion, se numește Orion A și constituie partea cea mai vizibilă și interesantă a astronomică complexului în sine [7] .

Fie că aceasta poate, regiunea Spada lui Orion este , în orice caz , împărțit în mici asociații , rezultatul formării stele proceselor care au afectat Orion OB1 în ultimii milioane de ani. Un 2010 studiu a identificat 8 sub-asociații majore și 100 mai mici , sub-asociații [3] . Subasociații majore includ clustere deschise ( de multe ori cufundat în nebuloase ) NGC 1981 , NGC 1977 , MDC-2 , trapezului și NGC 1980 . Iota Orionis ar putea face parte din acest din urmă cluster -ul [3] [7] . Incertitudinile cu privire la apartenența Iota Orionis la NGC 1980 derivă din dificultățile la calcularea distanței dintre vedetele clusterului, datorită faptului că , odată cu instrumentele re de astăzi paralaxa metoda nu este pe deplin de încredere , atunci când deplasările sunt în ordinea de 2 -3 max . În special, în timp ce o primă analiză a datelor transmise de către Hipparcos satelitul a plasat Iota Orionis la o distanță de 406 PC [3] (aproximativ 1320 ani lumină), pe deplin compatibil cu stelei aparținând NGC 1980, oa doua analiză a calculat o paralaxa 1,40 mas [1] , corespunzând la 714 pc (aproximativ 2330 ani lumină). Dacă această a doua analiză au fost corecte, Iota Orionis ar fi nici măcar legată de asocierea Orion OB1, dar ar fi o stea mult mai îndepărtat. Dacă, dimpotrivă, prima analiză este validă, atunci Iota Orionis are o probabilitate justă de apartenență la NGC 1980; în special , a fost calculată într - un 2010 studiu că această probabilitate variază de la 42% la 62%, în funcție de măsurătorile mișcărilor corespunzătoare ale stelelor care alcătuiesc clusterul [3] .

Caracteristici

Sistemul

Iota Orionis este un multiplu sistem stele dominat de o stea de mare în masă, ea însăși o binara spectroscopica . Perechea principală este constituită dintr - o stea gigant albastru al clasei spectrale O9 III [1] și de o stea sau gigant subgiant albastru spectral de clasa B0,8 III-IV [2] . Distanța considerabilă și nesigură a cuplului și apropierea dintre cele două componente face ca studiul sistemului deosebit de dificilă. Primele solutii ale orbitei celor două componente datează de la începutul secolului al XX - lea [8] , în timp ce în epoca modernă cea mai relevantă este încercarea de cea a Stickland si colegii (1987) [6] . Acestea din urmă echipa hypothesizes o perioada orbitala de 29.13376 ± 0.00017 zile, un înalt excentricitate a orbitei (e = 0,764 ± 0,009), un argument pericentru de 123.7 ° ± 1,5 ° și o înclinație orbitală de 47 ° ± 5 ° [6] .

Din acești parametri Stickland și colegii (1987) deduce o masă de 38,9 ± 9,7 M ☉ pentru primar și 18,9 ± 4,7 M ☉ pentru secundar. Clasele spectrale sugereaza ca primar are o suprafață de temperatură de aproximativ 32.000 K și secundarul 21,000 K [6] . Mai mult decât atât, presupunând că Iota Orionis aparține federației Orion OB1 și , prin urmare , este de aproximativ 1300 de ani lumină distanță, sistemul are magnitudinea absolută -5.7 [6] . Deoarece masa de primar este de aproximativ dublu față de cel secundar, aceasta implică faptul că un primar ar trebui să fie de aproximativ 16 ori mai strălucitoare decât secundar [9] , adică diferența dintre cele două stele ar trebui să fie de aproximativ 1.9 magnitudini. Prin urmare , se poate presupune că amplitudinea absolută principal este -5.7 și a secundar -3.8 [6] . Acestea sunt magnitudini absolute în banda vizibilă . În cazul în care este de asemenea luată în considerare valoarea semnificativă a radiațiilor ultraviolete emise de cele două stele, atunci magnitudinile absolute ale celor două componente devin -8.7 și -5.8 (aproximativ 260.000 și respectiv 17.800 L ☉ ) [6] . Acestea sunt valori foarte mari, dar, în conformitate cu ceea ce s-ar aștepta de la stele din această masă. Din absolută luminozitate și masa este posibil să se deducă raza celor două componente care rezultatele să fie de 15,8 ± 3,2 R ☉ pentru primar și 9,6 ± 1,9 R ☉ pentru secundar [6] .

Măsurătorile ulterioare publicate în 2000 [4] ușor corectat aceste estimări. Corecția majoră se referă la argumentul pericentru, care a fost recalculată pentru a fi 130,0 ° ± 2,1 °. Acest lucru a condus la o altă estimare a maselor celor două componente, care sa dovedit a fi de 23, 1 și 13,1 M ☉. Prin urmare, raportul lor a fost corectat la aproximativ 1,77.

Viteza de rotație la ecuator de primar înmulțită cu sinusul a înclinația axă de rotație în raport cu opinia noastră (v eq x păcat i) este estimat a fi de 120 ± 10 km / s, în timp ce pentru secundar valoarea estimat este de 80 ± 10 km / s [5] . Presupunând că axa de rotație are o înclinație egală cu cea orbitală (47 °) și presupunând razele presupuse, rezultă că o rotație primară sa terminat pe ea însăși în 4,76 zile , iar cel secundar în 4.34 zile [5] .

Un studiu publicat [10] martie 2017 cu privire la un studiu efectuat asupra sistemului binar datorită la BRITE proiectului a constatat că Iota Orionis emite un vârf luminos periodic, cauzată de interacțiunea dintre cele două stele [11]

Interacțiuni între cele două componente

Marele excentricitatea orbitei aduce cele două componente să se apropie de periastro până la aproximativ 36 R ☉ (aproximativ 25 de milioane de km), adică de 1,5 ori mai mare decât suma razelor de două stele [6] [12] . Toate " afastro , cu toate acestea, distanța este de aproximativ 270 R ☉ (187,000,000 km) [12] .

Nebuloasa Orion . La marginea ei sudică strălucește Iota Orionis. Stelele aproape de aceasta fac parte din NGC 1980 clusterului .

O proximitate similară cu periastro între două stele masive ar trebui să aibă efecte multiple , cum ar fi deformarea formei două stele și o creștere a vântului stelare a celor două componente datorită scăderii suprafeței de gravitație , indusă prin interacțiunea gravitațională dintre cele două organisme. Mai mult, fluxul de vânt stelar la periastum ar trebui să fie semnificativ asimetrică și prezintă o consistență mai mare în părțile cele două stele mai apropiate unul de altul. Cu toate acestea Stickland si colegii (1987), deși au detectat mici variații în vânt stelare, nu a putut observa nici o corelație între aceste variații și perioada orbitală [6] .

O explicație pentru această lipsă de variabilitate a fost, prin urmare, solicitată. Stevens (1988) [12] a construit un model al vântului stelare a celor două componente și interacțiunile lor. Conform acestui studiu, primar ar trebui să -și piardă 6,11 × 10 -7 M ☉ în fiecare an , din cauza vântului sale stelare, în timp ce secundar 1,79 x 10 -8 M ☉. Viteza vântului stelar a celor două componente este foarte mare, așa cum se întâmplă de obicei pentru stele în masă mari care nu au devenit încă supergigante roșu : 2007 km / s pentru km primar și 2274 / s pentru secundar. Stevens (1988) susține că , în realitate , nu este clar dacă orice variație în vânt stelar din cele două componente trebuie respectate atunci când se apropie de periastro: în funcție de modelul său, pe de o parte porțiunea de suprafață în cazul în care un vânt stelar flux creștere este mic, astfel încât creșterea totală a vântului stelare ar trebui să fie doar în jur de 2%; pe de altă parte, această creștere ar fi parțial ascuns de linia noastră de vedere de poziția celor două componente: în special, partea din primar afectate de creșterea ar fi cea ascunsă din punctul nostru de vedere.

Un alt rezultat negativ rezultat din lipsa de observație a pulsațiilor în principal datorită interacțiunii cu secundar. Interacțiunea gravitațională dintre cele două corpuri de la periastro trebuie să provoace o denaturare în suprafață a celor două vedete detectabile printr - o modificare a vitezelor radiale , care ar traduce printr - o deplasare spre roșu și spre albastru în spectru. Dar Gies si colegii (1996) [5] găsit nici schimbări semnificative în spectrul de stele la periastro. Moreno & Koenigsberger (1999) [13] a dezvoltat un model al interacțiunilor dintre cele două componente care prevede modificări foarte mici ale suprafeței (0,018 R ☉ pentru primar și 0.006 R ☉ pentru secundar), care , prin urmare , ar trebui să explice absența de modificări semnificative ale vitezelor radiale.

Un al treilea rezultat negativ neașteptat a venit de la raze X de observare a celor două stele. Coliziunea dintre vânturile stelare ar trebui să le producă, de fapt. Cu toate acestea Pittard si colegii (2000) [14] raportează faptul că datele din ASCA și Rosat telescoape spațiale nu au evidențiat diferențe consistente în raze X de flux aferente perioadei orbitale. În special, nu a fost posibil pentru a detecta orice schimbare semnificativă între debitul emis la apaster și care a emis la periastro.

Aceste rezultate negative au fost contrazisă de Gies și colegii (1993) [15] , care, analizând linia H-alfa și cele ale patru ori ionizate de azot și de trei ori mai ionizate carbon , cred, deși cu oarecare precauție, au găsit urme a vântului focalizare primar la periastro în direcția secundar, și prin Marchenko și colegii (2000) [4] , care pretind că au detectat semne de deformare a doua stele la periastro cauzate de forțele de maree .

Este clar că sunt necesare studii suplimentare pentru a înțelege dacă există interacțiuni puternice între cele două componente și, dacă nu, de ce nu apar astfel de interacțiuni, deoarece acestea sunt , de obicei observabile în binarele înguste formate de două stele de tip O , sau de la un lup stele -Rayet și o stea o clasă, cum ar fi Gamma Velorum .

Captură

Bagnuolo si colegii (2001) [2] a identificat domeniile din diagrama HR unde primar și secundar pot fi găsite. Având în vedere masele celor două componente, au ajuns la concluzia că acestea nu pot avea originea din același nor de gaz și nu poate fi de aceeași vârstă. De fapt, există indicii puternice că secundar a ieșit deja secvența principală , în timp ce primar nu a atins încă supergigant etapa. Din moment ce o stea evoluează mai repede cu atât mai masivă este, în cazul în care cele două componente au fost de aceeași vârstă, fie secundar ar trebui să fie în continuare în secvența principală sau primar ar trebui să aibă devenit deja un supergiant. Din moment ce acest lucru nu este cazul, Bagnuolo si colegii (2001) presupune că vârsta secundar este dublu față de cel primar. În special, secundar ar putea fi vechi de 9,4 milioane de ani , iar primare 4,87 milioane de ani [2] . Prin urmare, singura explicație posibilă este că secundar a fost format în mod independent, și apoi a fost capturat de primar la un moment ulterior. Bagnuolo si colegii (2001) a prezentat ipoteza sugestiv că a existat o întâlnire strânsă între două piese următoarele care au avut loc un schimb de componente între cele două sisteme. În special, sa constatat că [16] mișcările corespunzătoare ale Iota Orionis și stelele fugitive u , Columbae și AE Aurigae indică faptul că acum 2,5 milioane de ani au fost destul de aproape de o coliziune între două fișiere binare. Având în vedere starea evolutivă a μ Columbae și AE Aurigae, ipoteza este că , inițial , primar al Iota Orionis și AE Aurigae format un sistem binar care a interacționat cu un alt sistem binar format prin secundarul Iota Orionis și μ Columbae [2] . Strânsa întâlnire a dus la capturarea primară a secundar de Iota Orionis și a dat o mare accelerațiile la alte două stele, care alunecat rapid departe de sistem nou format. Această ipoteză ar explica, de asemenea, excentricitatea mare a orbitei sistemului Iota Orionis. Poate cele două sisteme binare originale au fost formate în apoi incipientă trapez [16] .

Celelalte componente

La 11 arcsecunde de cea principală, o stea din clasa B de magnitudine a 7 se poate observa, cel puțin 4000 UA departe de primar (aproximativ 600 de miliarde de km) si cu o perioada orbitala de cel puțin 75.000 de ani [17] . Mai departe, 50 arcsecunde de cea principală, se află o 11 magnitudine secventa principala stea a clasei spectrale A sau F, cel puțin 20.000 AU (aproximativ 3000 bilion km, adică aproximativ 0.3 ani lumină) de primar și cu o perioadă orbitală de la mai puțin de 700.000 de ani [17] .

Etimologie

Numele corect al Na'ir Saif derivă din arabă și mijloacele genial de sabie [18] . Saiph (Sword), utilizat inițial pentru Iota Orionis și numele η Orionis , este acum folosit pentru a denumi κ Orionis , care nu face parte din asterismului a Spada lui Orion.

În vechea China , Iota Orionis, împreună cu cea mai sudică υ Orionis și stelele intermediare, a fost numit Fa, ceea ce înseamnă Om sau Pedeapsă Mijlociu. Un alt nume folosit a fost Tui sau Jui, ceea ce înseamnă lamă ascuțită; probabil derivat din arab Saiph [18] .

Notă

  1. ^ A b c d e f g h i j k l m intrare Iota Ori la SIMBAD , pe simbad.u-strasbg.fr. Adus pe 5 iulie 2011 .
  2. ^ A b c d e f WG Bagnuolo, RL Riddle, DR Gies, DJ Barry, ι Orionis-Dovezi pentru o captură Origine binar , în The Astrophysical Journal, vol. 554, 2001, pp. 362-367, DOI : 10.1086 / 321367 . Adus la 8 iulie 2011 .
  3. ^ A b c d e f SV Vereshchagin, NV Chupina, grupuri stelare și clustere în regiunea Sword Orion , în astronomie Reports, vol. 54, 2010, pp. 784-796, DOI : 10.1134 / S1063772910090039 . Adus la 6 iulie 2011 .
  4. ^ A b c d SV Marchenko, G. Rauw, EA Antokhina, II Antokhin și colab. Monitorizarea coordonată a excentricului O-star binar Iota Orionis: spectroscopia optică și fotometrie , în Anunțurile lunare ale Societății Astronomice Regale, vol. 317, 2000, pp. 333-342, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03542.x . Adus la 10 iulie 2011 .
  5. ^ A b c d e DR Gies, DJ Barry, WG Bagnuolo, J. Sowers, ML Thaller, Spectroscopie de Massive binare IOTA Orionis la Periastron , în Astrophysical Journal, vol. 496, 1996, pp. 884-889, DOI : 10.1086 / 177835 . Adus la 12 iulie 2011 .
  6. ^ A b c d e f g h i j k l DJStickland, CD Pike, C. Lloyd, ID Howarth, Un studiu al masiv de tip O binar IOTA Orionis , în Astronomie și Astrofizică, vol. 184, 1987, pp. 185-192. Adus la 8 iulie 2011 .
  7. ^ A b c d e J. Bally, Prezentare generală Orion Complex , în Manualul de stele Formarea regiunilor, Volumul I: Cerul Northern ASP Monografia Publications, vol. 4, decembrie 2008, p. 1. Accesat la 24 octombrie 2010 .
  8. ^ JS Plaskett, Orbita iota Orionis , în Astrophysical Journal, vol. 28, 1908, pp. 274-277, DOI : 10.1086 / 141597 . Adus la 8 iulie 2011 .
  9. ^ Luminozitatea unei stele este determinată de raportul următor: , Unde p este un număr cuprins între 3,5 și 4. A se vedea Mass Luminosity Relation , la csep10.phys.utk.edu. Adus la 8 iulie 2011 . .
  10. ^ Bătaia Heart: Studiu aprofundat al Iota Orionis , la academic.oup.com.
  11. ^ INAF: pulsația Orionis , pe media.inaf.it.
  12. ^ A b c IR Stevens, variabilitatea mareelor Orbital în tip timpuriu excentric binar IOTA Orionis , în Anunțurile lunare ale Societății Astronomice Regale, vol. 235, 1988, pp. 523-531. Adus la 10 iulie 2011 .
  13. ^ E. Moreno, G. Koenigsberger, un model pentru mareice Interactions in Iota Orionis , în Revista Mexicana de Astronomia y Astrophisica, vol. 35, 1999, pp. 157-171. Adus la 12 iulie 2011 .
  14. ^ JM Pittard, IR Stevens, MF Corcoran, KG Gayley, SV Marchenko, G. Rauw, coordonat de monitorizare a excentricului O-star binar Iota Orionis: analiza cu raze X , în Anunțurile lunare ale Societății Astronomice Regale, vol. 319, 2000, pp. 137-153, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03804.x . Adus la 12 iulie 2011 .
  15. ^ DR Gies, MS Wiggs, WG Bagnuolo, O căutare spectroscopice pentru coliziunea vânturile stelare din O-tip aproape sisteme binare. IV - IOTA Orionis , în Astrophysical Journal, vol. 403, 1993, pp. 752-759, DOI : 10.1086 / 172246 . Adus la 15 iulie 2011 .
  16. ^ A b Hoogerwerf, R.; de Bruijne, JHJ; de Zeeuw, PT, Despre originea stelelor de tip O și B cu viteze mari. II. Stelele fugare și pulsarii expulzați din grupurile stelare tinere din apropiere , în Astronomy and Astrophysics , vol. 365, 2001, pp. 49-77, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20000014 . Adus de 22 februarie 2010.
  17. ^ A b Na'ir al Saif de Jim Kaler , la stars.astro.illinois.edu. Adus la 20 iulie 2011 .
  18. ^ a b Allen Richard Hinckley Allen, Numele de stele și semnificațiile lor (1936), p. 317

linkuri externe

Stele Portal stelar : Accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Iota_Orionis&oldid=114940069 “