GW Orionis - GW Orionis
| Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Orion |
| Správný vzestup | 05h 29m 08.3905s[1] |
| Deklinace | +11° 52′ 12.668″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | 9.7–10.4[2] |
| Vlastnosti | |
| Spektrální typ | G8V[3] nebo G3V[4]/ K0V[4] |
| Astrometrie | |
| Radiální rychlost (R.proti) | 28.33±0.18[5] km / s |
| Správný pohyb (μ) | RA: −0.013±0.085[1] mas /rok Prosinec: −0.497±0.052[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 2.4850 ± 0.0648[6] mas |
| Vzdálenost | 1,310 ± 30 ly (400 ± 10 ks ) |
| Obíhat[5] | |
| Hlavní | GW Orionis A |
| Společník | GW Orionis B |
| Doba (P) | 241.50±0,05 d |
| Poloviční hlavní osa (A) | 1.25±0.05 AU |
| Excentricita (E) | 0.13±0.01 |
| Sklon (i) | 157±1° |
| Zeměpisná délka uzlu (Ω) | 263±13° |
| Periastron epocha (T) | 2456681±4 HJD |
| Argument periastronu (ω) (sekundární) | 197±7° |
| Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 8.34±0.15 km / s |
| Obíhat[5] | |
| Hlavní | GW Orionis AB |
| Společník | GW Orionis C. |
| Doba (P) | 4246±66 d |
| Poloviční hlavní osa (A) | 9.19±0.32 AU |
| Excentricita (E) | 0.13±0.07 |
| Sklon (i) | 150±7° |
| Zeměpisná délka uzlu (Ω) | 282±9° |
| Periastron epocha (T) | 2453911±260 HJD |
| Argument periastronu (ω) (sekundární) | 310±21° |
| Semi-amplituda (K.1) (hlavní) | 2.38±0.23 km / s |
| Detaily | |
| GW Orionis A | |
| Hmotnost | 2.80+0.36 −0.31[5] M☉ |
| Teplota | 5780±100[4] K. |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 43[4] km / s |
| Stáří | 0.3–1.3[5] Myr |
| GW Orionis B | |
| Hmotnost | 1.68+0.21 −0.18[5] M☉ |
| Teplota | 5250±100[4] K. |
| Rychlost otáčení (proti hříchi) | 50[4] km / s |
| Stáří | 0.3–1.3[5] Myr |
| GW Orionis C. | |
| Hmotnost | 1.15+0.40 −0.23[5] M☉ |
| Stáří | 0.3–1.3[5] Myr |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
GW Orionis je Typ T Tauri pre-hlavní sekvence hierarchická trojice hvězdný systém.[5][8] Je spojena s Lambda Orionis hvězdotvorná oblast a má rozšířený obvodový okruh protoplanetární disk.
Pozorovací historie
GW Orionis se poprvé dostal do pozornosti astronomů, když byl publikován jako MHA 265-2 v seznamu hvězd, jejichž spektra mají jasné H a K linie vápníku.[9]
Mnohonásobnost GW Orionis byla poprvé objevena Robert D. Mathieu, Fred Adams a David W. Latham během a radiální rychlost průzkum pozdního typu H-alfa emisní hvězdy ve sdružení Lambda Orionis. Radiální rychlosti primární hvězdy byly měřeny od 45 s vysokým rozlišením spektra a byly použity k určení orbitálních prvků. Trend zbytků radiální rychlosti naznačoval buď dalšího hvězdného společníka s oběžnou dobou let nebo globální asymetrickou gravitační nestabilitu v cirkumstelární disk.[8]
GW Orionis B a třetí člen systému, GW Orionis C, byly přímo detekovány v roce 2011 pomocí JOTA interferometr umístěný na Mount Hopkins v Arizona.[10]
Protoplanetární disk
GW Orionis má kolem sebe velký a masivní protoplanetární disk. Emise prachového kontinua naznačuje poloměr disku přibližně 400 astronomické jednotky.[11] Disk má sklon 137,6 °.[5]
Orbitální architektura
Složky A a B GW Orionis tvoří dvojitou linii spektroskopická binárka s obdobím 241 dní, zatímco složka C obíhá vnitřní pár s obdobím 11,5 roku. Je pravděpodobné, že alespoň jedna z hvězdných orbitálních rovin je špatně vyrovnána s rovinou protoplanetárního disku až o 45 °.[5]
Variabilita
Světelná křivka pokrývající 30 let odhalila 30denní události zatmění s různou hloubkou mezi 0,1 a 0,7 magnitudy a také sinusovou oscilaci 0,2 magnitudy, která je v souladu s oběžnou dobou AB – C. To naznačuje, že pár A – B může být částečně zakryt kvůli prachu v disku, když se pár blíží apoastron na hierarchické oběžné dráze.[5]
Reference
- ^ A b C d Brown, A. G. A .; et al. (2016). „Gaia Data Release 1. Souhrn astrometrických, fotometrických a průzkumných vlastností“. Astronomie a astrofyzika. 595. A2. arXiv:1609.04172. Bibcode:2016A & A ... 595A ... 2G. doi:10.1051/0004-6361/201629512. S2CID 1828208.Položka katalogu Gaia Data Release 1
- ^ Ševčenko, V. S .; et al. (1998). „Kvazi-Algol GW Ori: Povaha zatmění a odhad hmotností složek“. Dopisy o astronomii. 24 (4): 528–534. Bibcode:1998AstL ... 24..528S.
- ^ Fang, M .; et al. (2014). „GW Orionis: Přizpůsobení vnitřního disku v trojitém systému“. Astronomie a astrofyzika. 570. A118. arXiv:1407.4959. Bibcode:2014A & A ... 570A.118F. doi:10.1051/0004-6361/201424146. S2CID 119210837.
- ^ A b C d E F Prato, L .; et al. (2018). „Orbitální řešení pro spektroskopický binární soubor v hierarchické trojici GW Ori“. Astrofyzikální deník. 852 (1). 38. arXiv:1711.09449. Bibcode:2018ApJ ... 852 ... 38P. doi:10,3847 / 1538-4357 / aa98df. S2CID 119238386.
- ^ A b C d E F G h i j k l m Czekala, Ian; et al. (2017). „Architektura mladého trojhvězdného systému GW Ori a jeho disk: dynamické masy, vzájemné sklony a opakující se zatmění“. Astrofyzikální deník. 851 (2). 132. arXiv:1710.03153. Bibcode:2017ApJ ... 851..132C. doi:10,3847 / 1538-4357 / aa9be7. S2CID 73629935.
- ^ Brown, A. G. A .; et al. (Spolupráce Gaia) (srpen 2018). "Gaia Vydání dat 2: Souhrn obsahu a vlastnosti průzkumu ". Astronomie a astrofyzika. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Záznam Gaia DR2 pro tento zdroj v Vezír.
- ^ „GW Ori“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2018-03-21.
- ^ A b Mathieu, Robert D .; et al. (1991). „T Tauri spektroskopická binární GW Orionis“. Astronomický deník. 101: 2184–2198. Bibcode:1991AJ .... 101,2184M. doi:10.1086/115841.
- ^ Joy, Alfred H .; Wilson, Ralph E. (1949). "Hvězdy, jejichž Spectra mají jasné H a K linie vápníku". Astrofyzikální deník. 109: 231–243. Bibcode:1949ApJ ... 109..231J. doi:10.1086/145126.
- ^ Berger, J.-P .; et al. (2011). „První astronomický jednotkový obraz trojitého systému GW Orionis“. Dopisy o astronomii a astrofyzice. 529. L1. arXiv:1103.3888. Bibcode:2011A & A ... 529L ... 1B. doi:10.1051/0004-6361/201016219. S2CID 14305837.
- ^ Fang, M .; et al. (2017). „Milimetrová pozorování disku kolem GW Orionis“. Astronomie a astrofyzika. 603. A132. arXiv:1705.01917. Bibcode:2017A & A ... 603A.132F. doi:10.1051/0004-6361/201628792. S2CID 119328687.