Eta Orionis

η Orionis Aa / Ab / B
HD 35411 pe Celestia
Clasificare	Stea multiplă
Clasa spectrală	B1V / B3V / B2V [1] .
Tipul variabilei	Variabila Algol
Perioada de variabilitate	7,99 zile / 9,22 ani
Distanța de la Soare	1113 ani lumină
Constelaţie	Orion
Coordonatele
(pe vremea aceea J2000)
Ascensiunea dreaptă	05 h 24 m 28,6 s
Declinaţie	-02 ° 24 ′ 28,62 ″
Date fizice
Raza medie	7,7 [2] / 5,6 [3] /? R ⊙
Masa	14,9 / 12,3 / 13,6 [4] M ⊙
Vârsta estimată	10 milioane de ani
Date observaționale
Aplicația Magnitude.	3.38 (combinat) (Aa: 3,80; Ab: 5,30; B: 4,87)
Magnitudine abs.	-4,3 (combinat)
Parallax	3,34 max
Motocicletă proprie	AR : -0,71 mase / an Dec : -3,46 mase / an
Viteza radială	19,8 km / s
Nomenclaturi alternative
Algjebbah, Ensis, Saif Al Jabbar, Saiph, η Ori , 28 Ori , HD 35411, HR 1788, BD −02 ° 1235, HIP 25281, SAO 132071
Editați datele pe Wikidata · Manual

coordonate : 05 ^h 24 ^m 28,6 ^s , -02 ° 24 ′ 28,62 ″

Eta Orionis este o stea albastră vizibilă în constelația Orion , de magnitudine +3,38. Este cunoscut sub diferite nume, precum Algjebbah , Saif al Jabbar și Ensis , ultimul nume latin care înseamnă „sabie”. Distanța sa este estimată la 1100 de ani lumină de Pământ ^[5] și face parte din brațul Orion ; este situat nu departe de linia care leagă Mintaka de Rigel , mai aproape de prima decât de a doua.

Observare

Poziția stelei în constelația Orion.

Este o stea situată în emisfera cerească sudică, dar foarte aproape de ecuatorul ceresc ; aceasta înseamnă că poate fi observat din toate regiunile locuite ale Pământului fără nici o dificultate și că este invizibil doar cu mult dincolo de cercul arctic . În emisfera sudică, pe de altă parte, apare circumpolar doar în zonele cele mai interioare ale continentului antarctic . Fiind de magnitudine 3,38, poate fi observat chiar și din mici centre urbane fără dificultate, deși un cer care nu este poluat excesiv este mai potrivit pentru identificarea acestuia.

Cea mai bună perioadă pentru observarea sa pe cerul serii se încadrează între sfârșitul lunii octombrie și aprilie; din ambele emisfere perioada de vizibilitate rămâne aproximativ aceeași, datorită poziției stelei nu departe de ecuatorul ceresc.

Caracteristici fizice

Este un sistem multiplu format din 5 stele, dominat de un binar eclipsant , format la rândul său de două stele albastre de clasa B, numite Eta Orionis Aa și Ab. Componentele perechii principale se rotesc unul în jurul celuilalt pe o perioadă de 7,9 zile și sunt la doar 0,09 UA distanță. Alte studii arată prezența unei a treia stele foarte apropiate de acestea, Eta Orionis B, de asemenea, din clasa B, la aproximativ 12 UA și care durează 9,5 ani pentru a face o revoluție în jurul perechii principale. Componenta Ab pare, de asemenea, o variabilă Beta Cephei cu o perioadă de 0,3 zile, variația pulsațiilor acestei componente afectează luminozitatea sistemului cu magnitudini de 0,05, în timp ce datorită eclipsei steaua variază de la magnitudinea 3, 31 până la 3,6 ^[6] .

La 1,5 secunde de arc și rezolvabilă prin telescoape, există o altă stea de clasa B de magnitudine 4,91 care face parte din sistem. Distanța sa reală față de sistemul triplu descris mai sus este de aproximativ 470 UA și perioada orbitală de cel puțin 2000 de ani. O a cincea componentă mai detașată, la aproximativ 2 minute de arc și magnitudinea 9,4, pare, de asemenea, să facă parte din sistemul Eta Orionis și este o stea albă de secvență principală din clasa A8.

Notă

Elemente conexe

• Principalele stele ale constelației Orion

linkuri externe

• Saif al Jabbar (Stars, Jim Kaler) , pe stars.astro.illinois.edu .
• CCDM J05245-0223AB - Stea dublă sau multiplă , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD .

Steaua Portal : acces la intrările Wikipedia care se ocupă cu stele și constelații