Omega Orionis - Omega Orionis

ω Orionis
Souhvězdní mapa Orionu.svg
Červený kruh. Svg
Umístění ω Orionis (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíOrion
Správný vzestup05h 39m 11.14632s[1]
Deklinace+04° 07′ 17.2795″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)4.57[2]
Vlastnosti
Spektrální typB3 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
VzdálenostCca. 1400ly
(přibližně 420ks )
Detaily
Hmotnost7.0±0.5[3] M☉
Poloměr5.9[5] R☉
Zářivost6,031[6] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.59±0.10[3] cgs
Teplota19,000±500[3] K.
Otáčení1,37 d[5]
Rychlost otáčení (proti hříchi)179±4[5] km / s
Stáří43.6[3] Myr
Jiná označení
ω Ori, 47 Orionis, BD +04° 1002, FK5 2423, HD 37490, BOKY 26594, HR 1934, SAO  113001.[7]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

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

  1. ^ 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.
  2. ^ 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.
  3. ^ 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.
  4. ^ 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.
  5. ^ 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.
  6. ^ 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.
  7. ^ „ome ori“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 2016-12-02.
  8. ^ A b C Kaler, James B. (17. února 2012), „Omega Orionis“, Hvězdy, University of Illinois, vyvoláno 2016-12-03.