Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

V1647 Orionis

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
V1647 Orionis
V1647 Orionis position.png
Steaua a reluat în timpul fazei de liniște
Clasificare Stea secvență pre-principală
Clasa spectrală K8-M2
Tipul variabilei FU Orionis / EX Wolves
Distanța de la Soare 1300 al (400 buc ) [1]
Constelaţie Orion
Coordonatele
(la momentul respectiv J2000.0 )
Ascensiunea dreaptă 05 h 46 m 13.14 s [2]
Declinaţie −00 ° 06 ′ 04,8 ″ [2]
Date fizice
Raza medie 3 [1] R ⊙
Masa
0,8 ± 0,2 [3] M ⊙
Luminozitate
9.55 (liniște) [3] L ⊙
44 (erupție) [4] L ⊙
Indicele de culoare ( BV ) 1,41
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 23.3 (liniște) [5]
14 - 19 (erupție) [1]
Nomenclaturi alternative
IRAS 05436-0007, 2MASS J05461313-0006048, 2MASS J05461314-0006048, SDSS J054613.14-000604.1 [2]
Editați datele pe Wikidata · Manual

Coordonate : Carta celeste 05 h 46 m 13.14 s , -00 ° 06 ′ 04.8 ″

V1647 Orionis ( V1647 Ori ) este un tânăr obiect stelar vizibil în constelația Orion , situat la o distanță de aproximativ 1300 de ani lumină de sistemul solar . [1] Se află în nebuloasa de reflecție M78 și este asociată cu nebuloasa McNeil . [6]

Se știe că obiectul a întâlnit în mai multe ocazii (ultimul care a avut loc în 2008 [7] ) fenomene eruptive intense, ale căror caracteristici au condus la considerarea obiectului o încrucișare între două clase de stele secvența pre-principală , stelele FU Orionis (FUor) [1] [8] și stelele EX Lupi (EXor) . [1] [9]

Caracteristici

Studiile au arătat că V1647 Orionis este cu siguranță un tânăr obiect stelar , probabil o stea secvență pre-principală ; vârsta obiectului, calculată pe baza modelelor evolutive și a datelor obținute, ar fi cuprinsă între 100.000 [1] și jumătate de milion de ani. [5] La fel ca toate stelele aflate în formare , V1647 Orionis are pe orbită un disc de pulberi de gaz și silicat , care mediază creșterea stelei, înconjurat de un înveliș de gaz care alimentează discul cu material. [10] Creșterea se desfășoară cu o rată care variază în medie între ~ 1 × 10 −6 [3] și 3 × 10 −7 mase solare (M ⊙ ) pe an. [11] Este, de asemenea, o sursă de radiații infraroșii , catalogată ca IRAS 05436-0007. [12]

Analizele spectroscopice și infraroșii au făcut posibilă măsurarea unora dintre parametrii fizici ai obiectului cu o anumită aproximare. Obiectul pare să fi acumulat până în prezent o cantitate de materie egal cu aproximativ 0,8 ± 0,2 M ⊙, [3] , dar are o rază destul de mare, aproximativ de trei ori că a stelei noastre ; [1] Rezultatul este, prin urmare, o densitate încă insuficientă pentru a începe reacțiile de fuziune ale hidrogenului în heliu . Suprafața radiantă mare face ca obiectul să aibă o luminozitate mai mare decât cea solară , în medie de aproximativ nouă ori mai mare. [3] Spectrul obiectului arată, de asemenea, liniile de absorbție a monoxidului de carbon (CO), tipic pentru protostele tinere, cu dovezi ale metalelor precum sodiul și calciul . [5] Emisia de CO provine probabil din gazele din porțiunea interioară a discului, încălzită la ~ 2500 K și este perceptibilă datorită unei zone de degajare a prafului , adică a unei zone în care pulberile sunt mai rarefiate și, prin urmare, nu absorb radiații. [13]

Fenomene eruptive

V1647 Orionis se caracterizează printr-o mare variabilitate , care se manifestă prin erupții puternice care îi cresc enorm luminozitatea. Prima erupție înregistrată a obiectului a avut loc în 1966 - 1967 , identificată de Gianluca Masi pe imagini de arhivă de Evered Kreimer , [14] și a fost studiată prin analiza plăcilor fotografice obținute de observatorii din Asiago și Harvard ; durata exactă a evenimentului nu este cunoscută, dar ar fi între 5 și 20 de luni. [9]

Imagini ale regiunii V1647 Ori în 2004 (mai jos) și 2006 (mai sus); rețineți creșterea luminozității stelei între 2004 și 2006 și schimbarea simultană a luminozității Norului McNeil , asociată cu erupțiile obiectului.

Spre sfârșitul anului 2003 obiectul a arătat o creștere bruscă a luminozității sale, [5] semn că a avut loc o a doua erupție intensă; evenimentul a fost studiat timp de doi ani, corespunzător perioadei în care a menținut o luminozitate peste normă; în octombrie 2005 luminozitatea sa a început să scadă, revenind, în februarie 2006, [5] la nivelurile anterioare exploziei. [1] [15] În timpul erupției obiectul a atins o luminozitate efectivă egală cu 44 de luminozități solare. [4] O nouă explozie a fost înregistrată la mijlocul anului 2008 [7] și avea caracteristici foarte asemănătoare cu cele ale erupției care a început cu patru ani mai devreme. [16]

Erupția V1647 Orionis este cel mai probabil asociată cu o descărcare bruscă de masă către fotosfera tinerei stele de către discul circumstelar fierbinte. Creșterea bruscă a luminozității înregistrată s-ar datora unei creșteri semnificative a ratei de acumulare (cu vârfuri de 5 × 10 −6 M ⊙ pe an [11] ), probabil cauzată de un eveniment de instabilitate a discului; [7] [10] această creștere implică emisia unui vânt energetic care subțiază praful din jur făcând obiectul vizibil, ascuns în mod normal de praful care îi alimentează creșterea. Se crede că aceste erupții apar la intervale caracteristice, care apar ori de câte ori a crescut o porțiune semnificativă din ceea ce va fi masa finală a stelei. [5]

Aceste dinamici sunt caracteristice atât obiectelor FU Orionis ( FUor ) , cât și stelelor EX Lupi ( EXor ); din aceste motive, clasificarea V1647 Ori într-una sau alta clasă este supusă dezbaterii. În timp ce FUors se caracterizează prin creșteri drastice ale luminozității (mai mari de 5 magnitudini în vizibil) și durează chiar și câteva decenii, [17] exploziile EXor par mai slabe și durează mai puțin timp, cel mult câțiva ani; par, de asemenea, să reapară în timp. [11]

Exploziile V1647 Orionis sunt de scurtă durată și recurente ca EXors, în timp ce creșterea luminozității atinge valori comparabile cu cele ale FUor, precum și aceeași distribuție a energiei spectrale (SED) a obiectului urmează cea a FUor ; [10] spectrul de absorbție optică este, de asemenea, diferențiat atât de cele FUor, cât și de cele EXor. [10] De asemenea, în lumina valorilor ratei de acreție, intermediare între aceste două tipuri de stele de secvență pre-principală , am ajuns să credem că V1647 Ori constituie o cale de mijloc între aceste două clase stelare. [4] Același SED, asociat cu frecvența fenomenelor eruptive, demonstrează, de asemenea, că V1647 Orionis este un obiect de clasa I , aflat în faza de tranziție de la un disc opac la un disc optic transparent. [10]

În perioada eruptivă, telescopul spațial Chandra al NASA a detectat o emisie intensă de raze X de la tânărul obiect stelar, reflectând gradul de reorganizare pe care îl experimentează liniile de câmp magnetic ale obiectului și ale discului înainte și în cursul creșterii creșterii rată. [15]

Nebuloase asociate

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: M78 (astronomie) .
Imaginea lui M78; uitându-ne cu atenție în dreapta jos, la capătul cablului întunecat de gaz care împarte porțiunea luminoasă a nebuloasei, este posibil să vedem Nebuloasa McNeil. ESO

Obiectul este situat pe marginea nord-vestică a M78 (cunoscută și sub numele de NGC 2068), o nebuloasă de reflexie bine cunoscută pentru strălucirea sa; emite o culoare albăstruie caracteristică pentru acest tip de obiecte, deoarece sursa de lumină este o stea albastră. Erupția stelei care a început în 2004 a iluminat o porțiune a gazelor din nor, care a fost numită Norul McNeil după descoperitorul său. [6] [9] De asemenea, steaua pare să fie asociată cu obiectul Herbig-Haro HH 23, al cărui ar fi sursa probabilă. [18]

În plus față de V1647 Ori, alte 44 de stele tinere cu emisii puternice de Hα , [19] au fost identificate în cloud mai multe protostele plus o protostă de clasă 0 clasificată ca LBS 17-H. [20]

Chiar la sud-vest de M78 vedem alte trei obiecte Herbig-Haro conectate între ele, catalogate ca HH 24, HH 25 și HH 26; această secțiune a norului are o morfologie complexă datorită fenomenelor intense de formare a stelelor care au loc aici. [21] În consecință, regiunea este bogată în obiecte stelare tinere și surse intense de radiații infraroșii . [22] [23]

Mediul galactic

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Orion Molecular Cloud Complex .

V1647 Orionis împreună cu nebulozitățile asociate se află în regiunea Orion B ( LDN 1630); cu o distanță de aproximativ 410 buc (1340 al), este, de asemenea, foarte aproape fizic de regiunea de formare a stelelor Orion A, care include și nebuloasa Orion și include nebuloasele mai tenue NGC 2024 (cunoscută și sub numele de Nebula Flame ), NGC 2023 , NGC 2071 și M78 menționate anterior. Primele două sunt situate în sectorul sud-vestic al regiunii și au o activitate ridicată de fenomene de formare a stelelor. [24]

Întregul este situat în interiorul complexului de nori moleculari Orion , un vast complex de nori moleculari gigantici care se află între 1500 și 1600 de ani lumină distanță de Pământ, lățime de sute de ani lumină. Este, de asemenea, una dintre cele mai active regiuni de formare a stelelor care poate fi observată pe cerul nopții, precum și una dintre cele mai bogate în discuri protoplanetare și stele foarte tinere. Complexul este dezvăluit mai ales în imaginile luate la lungimea de undă în infraroșu , unde sunt detectate cele mai ascunse procese de formare a stelelor. Complexul numără printre componentele sale nebuloasele întunecate , emisiile și regiunile H II .

Notă

  1. ^ a b c d e f g h i JA Acosta-Pulido, M. Kun, P. Ábrahám, Á. Kóspál, SZ Csizmadia, și colab. , 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori , în The Astronomical Journal , vol. 133, mai 2007, pp. 2020-2036. Adus la 8 iulie 2009 .
  2. ^ a b c V * V1647 Ori - Stea variabilă de tip FU Ori , pe simbad.u-strasbg.fr , SIMBAD . Adus la 8 iulie 2009 .
  3. ^ a b c d e C. Aspin, TL Beck, B. Reipurth, V1647 Orionis: One Year In Quiescence , în The Astronomical Journal , vol. 135, nr. 1, ianuarie 2008, pp. 423-440, DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 135/1/423. Adus la 8 iulie 2009 .
  4. ^ a b c J. Muzerolle, ST Megeath, KM Flaherty, KD Gordon, GH Rieke, ET Young, CJ Lada, The Outburst of V1647 Orionis Revealed by Spitzer , în Astrophysical Journal , vol. 620, nr. 2, februarie 2005, pp. L107-L110, DOI : 10.1086 / 428832 . Adus la 8 iulie 2009 .
  5. ^ a b c d e f A Young Erupting Pre-main Sequence Star Takes a (Long) Nap , on gemini.edu , Gemini Observatory . Adus la 15 iulie 2009 .
  6. ^ a b J. Muzerolle, ST Megeath, KM Flaherty, KD Gordon, GH Rieke, ET Young, CJ Lada, The Outburst of V1647 Orionis Revealed by Spitzer , în The Astrophysical Journal , vol. 620, nr. 2, februarie 2005, pp. L107-L110, DOI : 10.1086 / 428832 . Adus la 14 iulie 2009 .
  7. ^ a b c SD Brittain, TW Rettig, T. Simon, EL Gibb, J. Liskowsky, Near-Infrared Spectroscopic Study of V1647 Ori , în The Astrophysical Journal , vol. 708, nr. 1, ianuarie 2010, pp. 109-116, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 708/1/109 . Adus la 30 aprilie 2011 .
  8. ^ FM Walter, GS Stringfellow, WH Sherry, A. Field-Pollatou, V1647 Orionis (IRAS 05436-0007) în Outburst: The First Three Months , în The Astronomical Journal , vol. 128, nr. 4, octombrie 2004, pp. 1872-1879, DOI : 10.1086 / 423703 . Adus la 14 iulie 2009 .
  9. ^ a b c C. Aspin, C. Barbieri, F. Boschi, F. Di Mille, F. Rampazzi, B. Reipurth, M. Tsvetkov, The 1966-1967 Outburst of V1647 Orionis and the Apparence of McNeil's Nebula , în The Revista Astronomică , vol. 132, nr. 3, septembrie 2006, pp. 1298-1306, DOI : 10.1086 / 506272 . Adus la 14 iulie 2009 .
  10. ^ a b c d e D. Fedele, ME van den Ancker, MG Petr-Gotzens și P. Rafanelli, Proprietăți optice și infraroșii ale V1647 Orionis în timpul izbucnirii 2003-2006. II. Evoluția temporală a sursei eruptive , în Astronomie și astrofizică , vol. 472, nr. 1, septembrie 2007, pp. 207-217, DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20077725 . Adus la 30 aprilie 2011 .
  11. ^ a b c L. Beerman, V1647 Orionis: Acreția într-o stea variabilă eruptivă ( PDF ), pe ifa.hawaii.edu . Adus la 15 iulie 2009 (arhivat din original la 18 septembrie 2009) .
  12. ^ FM Walter, GS Stringfellow, WH Sherry, A. Field-Pollatou, V1647 Orionis (IRAS 05436-0007) în Outburst: The First Three Months , în The Astronomical Journal , vol. 128, nr. 4, octombrie 2004, pp. 1872-1879, DOI : 10.1086 / 423703 . Adus la 30 aprilie 2011 .
  13. ^ TW Rettig, SD Brittain, EL Gibb, T. Simon, C. Kulesa, Emisie și absorbție de CO către V1647 Orionis (Nebuloasa McNeil) , în The Astrophysical Journal , vol. 626, nr. 1, iunie 2005, pp. 245-252, DOI : 10.1086 / 429216 . Adus la 30 aprilie 2011 .
  14. ^ Observatorul astronomic Bellatrix: Nebuloasa McNeil și câteva noi stele variabile apropiate , la www.bellatrixobservatory.org . Accesat la 25 octombrie 2016 .
  15. ^ a b JH Kastner, M. Richmond, N. Grosso și colab. , V1647 Orionis: The X-Ray Evolution of a Pre-Main-Sequence Accretion Burst , in The Astrophysical Journal , vol. 648, nr. 1, septembrie 2006, pp. L43-L46, DOI : 10.1086 / 507992 . Adus la 30 aprilie 2011 .
  16. ^ M. Kun, Spectroscopie timpurie și fotometrie a noii izbucniri a V1647 Ori , în Buletinul informativ despre stele variabile , vol. 5850, nr. 1 septembrie 2008. Adus la 11 mai 2011 .
  17. ^ GH Herbig , erupții FU Orionis. , în Atelierul ESO privind formarea stelelor cu masă redusă și obiecte de secvență pre-principală , pp. 233 - 246. Adus la 20 iulie 2009 .
  18. ^ PM McGehee, JA Smith, AA Henden, The V1647 Ori (IRAS 05436-0007) Protostar And Its Environment ( PDF ), în Jurnalul Astrofizic , vol. 616, nr. 2, arXiv , decembrie 2004, pp. 1058-1064, DOI : 10.1086 / 425069 . Adus la 8 iulie 2009 .
  19. ^ GH Herbig , LV Kuhi, Emission-Line Stars in the Region of NGC 2068 , în Astrophysical Journal , vol. 137, februarie 1963, p. 398, DOI : 10.1086 / 147519 . Adus la 6 iulie 2009 .
  20. ^ AG Gibb, LT Little, Descoperirea unui flux bipolar dens dintr-o nouă protostelă de clasă 0 în NGC 2068 / LBS 17 , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 313, nr. 4, aprilie 2000, pp. 663-670, DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03235.x . Adus la 6 iulie 2009 .
  21. ^ M. Benedettini, T. Giannini, B. Nisini, și colab. , Viziunea spectroscopică ISO a regiunii HH 24-26 , în Astronomy and Astrophysics , vol. 359, iulie 2000, pp. 148-158. Adus la 6 iulie 2009 .
  22. ^ CJ Davis, TP Ray, J. Eisloeffel, D. Corcoran, Imagistica Near-IR a fluxurilor moleculare în HH24-26, L1634 (HH240-241), L1660 (HH72) și RNO15FIR , în Astronomy and Astrophysics , vol. 324, august 1997, pp. 263-275. Adus la 6 iulie 2009 .
  23. ^ KM Strom, SE Strom, FJ Vrba, Studii în infraroșu ale complexelor de nori întunecați. I. The Lynds 1630 cloud întunecat , în Astronomical Journal , vol. 81, mai 1976, pp. 308 - 313, 385, DOI : 10.1086 / 111888 . Adus la 6 iulie 2009 .
  24. ^ S. Yamauchi, R. Kamimura, K. Koyama, ASCA Ray-Observations of the NGC 2023 and NGC 2024 Regions , în Publicația Societății Astronomice din Japonia , vol. 52, decembrie 2000, pp. 1087-L1096. Accesat la 3 iulie 2009 .

Elemente conexe

Stele Portal stelar : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de stele și constelații
Wikimedaglia
Acesta este un articol de calitate .
A fost recunoscut ca atare la 27 iulie 2011 - mergi la raport .
Desigur, alte sugestii și modificări care îmbunătățesc și mai mult activitatea sunt binevenite.

Recomandări · Criterii de admitere · Voci de calitate în alte limbi

Adus de la „ https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=V1647_Orionis&oldid=116818439 ”