S Orionis - S Orionis
| Data pozorování Epocha J2000Rovnodennost J2000 | |
|---|---|
| Souhvězdí | Orion |
| Správný vzestup | 05h 29m 00.8948s[1] |
| Deklinace | −04° 41′ 32.748″[1] |
| Zdánlivá velikost (PROTI) | 7.2 – 14.0[2] |
| Vlastnosti | |
| Evoluční fáze | AGB[3] |
| Spektrální typ | M6.5e - M9.5e[2] |
| U-B barevný index | +0.15[4] |
| B-V barevný index | +1.73[4] |
| Variabilní typ | Miro[2] |
| Astrometrie | |
| Správný pohyb (μ) | RA: 14.77[1] mas /rok Prosinec: -10.87[1] mas /rok |
| Paralaxa (π) | 0.89 ± 2.08[1] mas |
| Vzdálenost | 480 ± 120[3] ks |
| Detaily | |
| Poloměr | 411 – 498[3] R☉ |
| Zářivost | 12,474[5] L☉ |
| Teplota | 2,950[5] K. |
| Jiná označení | |
| Odkazy na databáze | |
| SIMBAD | data |
S Orionis je asymptotická obří větev hvězda v souhvězdí Orion, přibližně 480 parseků (1600 ly) daleko. Pravidelně se mění v jasu mezi extrémy velikost 7,2 a 14 každých 14 měsíců.
Variabilita
S Orionis je Mira proměnná který pulzuje přibližně 420denním cyklem a mění se v poloměru od 2,0 do 2,3astronomické jednotky. Pulzace byly pozorovány za použití VLTI a VLBA pozorování, která měřila úhlový průměr pohybující se mezi 7,9 a 9,7 mas.[3]
Ukázalo se, že průměrná doba variace se v průběhu času mění, z méně než 410 dnů na více než 440 dnů. Variace jsou přibližně sinusové se slabým, statisticky nevýznamným trendem k delšímu období. Cyklus změn období se pohybuje kolem 70 let v rámci celkového pozorovacího období pouze asi 100 let, takže je těžké si být jistý dlouhodobým chováním. Neočekává se však, že toto chování bude výsledkem tepelných pulzů nebo evolučních změn, a příčina není známa.[6]
Společník
S Orionis je zařazeno v Washingtonský dvojhvězdný katalog jako dvojitá hvězda s desátým společníkem o velikosti 47 ". Společníkem je hvězda G0 HD 294176.[7]
Circumstellar prostředí
S Orionis je obklopen masers a prach kondenzoval z jeho chladu hvězdný vítr. Velikost prachových skořápek se mění podle toho, jak hvězda pulzuje a mění teplotu, od přibližně 8 AU do 10 AU. Polohy maserů byly měřeny velmi přesně pomocí VLBI.[3]
Reference
- ^ A b C d E Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID 18759600.
- ^ A b C Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
- ^ A b C d E Wittkowski, M .; Boboltz, D. A .; Ohnaka, K .; Driebe, T .; Scholz, M. (2007). „Proměnná Mira S Orionis: Vztahy mezi fotosférou, molekulární vrstvou, prachovou skořápkou a SiO maserovou skořápkou ve 4 epochách“. Astronomie a astrofyzika. 470 (1): 191–210. arXiv:0705.4614. Bibcode:2007 A & A ... 470..191 W.. doi:10.1051/0004-6361:20077168. S2CID 14200520.
- ^ A b Celis s., L. (1982). "Červené proměnné hvězdy. I - fotometrie a fotometrické vlastnosti UBVRI". Astronomický deník. 87: 1791. Bibcode:1982AJ ..... 87.1791C. doi:10.1086/113268.
- ^ A b Uttenthaler, S; Van Stiphout, K; Voet, K; Van Winckel, H; Van Eck, S; Jorissen, A; Kerschbaum, F; Raskin, G; Prins, S; Pessemier, W; Waelkens, C; Frémat, Y; Hensberge, H; Dumortier, L; Lehmann, H (2011). "Evoluční stav Mirase s měnícími se pulzačními periodami". Astronomie a astrofyzika. 531: A88. arXiv:1105.2198. Bibcode:2011A & A ... 531A..88U. doi:10.1051/0004-6361/201116463. S2CID 56226953.
- ^ Templeton, M.R; Mattei, J. A; Willson, L. A (2005). "Sekulární evoluce v proměnných pulzacích Mira". Astronomický deník. 130 (2): 776–788. arXiv:astro-ph / 0504527. Bibcode:2005AJ .... 130..776T. doi:10.1086/431740. S2CID 359940.
- ^ Mason, Brian D .; Wycoff, Gary L .; Hartkopf, William I .; Douglass, Geoffrey G .; Worley, Charles E. (2001). „Disk CD-ROM US Naval Observatory z roku 2001. I. Washingtonský katalog dvojhvězdy“. Astronomický deník. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ .... 122,3466M. doi:10.1086/323920.