Omega Orionis - Omega Orionis
Data pozorování Epocha J2000.0 Rovnodennost J2000.0 (ICRS ) | |
---|---|
Souhvězdí | Orion |
Správný vzestup | 05h 39m 11.14632s[1] |
Deklinace | +04° 07′ 17.2795″[1] |
Zdánlivá velikost (PROTI) | 4.57[2] |
Vlastnosti | |
Spektrální typ | B3 Ve[3] |
U-B barevný index | −0.76[2] |
B-V barevný index | −0.11[2] |
Astrometrie | |
Radiální rychlost (R.proti) | 20.4[4] km / s |
Správný pohyb (μ) | RA: +0.84[1] mas /rok Prosinec: +0.00[1] mas /rok |
Paralaxa (π) | 2.36 ± 0.29[1] mas |
Vzdálenost | Cca. 1400ly (přibližně 420ks ) |
Detaily | |
Hmotnost | 7.0±0.5[3] M☉ |
Poloměr | 5.9[5] R☉ |
Zářivost | 6,031[6] L☉ |
Povrchová gravitace (logG) | 3.59±0.10[3] cgs |
Teplota | 19,000±500[3] K. |
Otáčení | 1,37 d[5] |
Rychlost otáčení (proti hříchi) | 179±4[5] km / s |
Stáří | 43.6[3] Myr |
Jiná označení | |
Odkazy na databáze | |
SIMBAD | data |
Omega Orionis (ω Ori) je hvězda v souhvězdí Orion. Své zdánlivá velikost je 4,57[2] a nachází se přibližně 1400 světelných let od naší Sluneční Soustava. Je obklopen a oblak prachu, tvořící skromný reflexní mlhovina přes světelný rok široký.[8]
Omega Orionis je Hvězda hlavní sekvence typu B spektrálního typu B3 Ve[3] s efektivní teplota 19 000 K..[3] Včetně velkého množství ultrafialový záření Omega Orionis svítí s Zářivost 6,031[6] krát větší než Slunce a má poloměr 5,9[5] krát větší než sluneční poloměr, Předpokládaná rychlost otáčení je 179km / s - zahrnuje období 1,37[5] dny střídání. Skutečná rychlost otáčení však může dosáhnout 450 km / s, odhaduje se, že její osa je nakloněna 24° vzhledem k přímce pohledu.[8] Hvězda má hmotnost 7,0[3] krát větší než Slunce, těsně pod hranicí, za kterou hvězdy explodují supernovy. Jeho věk se odhaduje na 43,6[3] miliony let.
Omega Orionis je díky své rychlé rotaci hvězdou třídy Be. Mezi hvězdami této třídy byla Omega Orionis první, kde magnetické pole byla změřena a bylo zjištěno, že je 1000krát vyšší než v Země. Omega Orionis je, stejně jako mnoho dalších hvězd Be, a proměnná hvězda jehož jas se mění o 0,19 velikosti. Byly také pozorovány malé odchylky v důsledku neradiálních pulzací s periodami 0,97 a 2,19 dne.[8]
Reference
- ^ A b C d E van Leeuwen, F. (2007), „Validace nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ A b C d Nicolet, B. (1978), „Fotoelektrický fotometrický katalog homogenních měření v systému UBV“, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 34: 1–49, Bibcode:1978A & AS ... 34 .... 1N.
- ^ A b C d E F G h i Levenhagen, R. S .; Leister, N. V. (2006), „Spektroskopická analýza Southern B a Be Stars“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 371: 252–62, arXiv:astro-ph / 0606149, Bibcode:2006MNRAS.371..252L, doi:10.1111 / j.1365-2966.2006.10655.x.
- ^ Wielen, R .; et al. (1999), Šestý katalog základních hvězd (FK6). Část I. Základní základní hvězdy s přímým řešením, 35, Veröffentlichungen des Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, Bibcode:1999VEARI..35 .... 1W.
- ^ A b C d E Neiner, C .; et al. (Listopad 2012), „Zkoumání magnetických vlastností klasické hvězdy Be ω Ori prostřednictvím spolupráce MiMeS“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 426 (4): 2738–2750, Bibcode:2012MNRAS.426.2738N, doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21833.x.
- ^ A b McDonald, I .; et al. (2012), „Základní parametry a infračervené přebytky hvězd Hipparcos“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 427 (1): 343–57, arXiv:1208.2037, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, doi:10.1111 / j.1365-2966.2012.21873.x.
- ^ „ome ori“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2016-12-02.
- ^ A b C Kaler, James B. (17. února 2012), „Omega Orionis“, Hvězdy, University of Illinois, vyvoláno 2016-12-03.