Theta1 Orionis B - Theta1 Orionis B

Pro ostatní hvězdy s tím Označení Bayer viz θ Orionis.
θ1 Orionis B
TrapeziumStars.jpg
θ1 Orionis B a okolní hvězdy v Trapézový klastr
Data pozorování
Epocha       Rovnodennost
SouhvězdíOrion
Správný vzestup5h 35m 16.112s[1]
Deklinace−5° 23′ 6.89″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)7.90 (- 7.98) - 8.65[2]
Vlastnosti
Spektrální typB1V[3]
Variabilní typAlgol[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)26 km / s
Vzdálenost414[4] ks
Absolutní velikost  (M.PROTI)−0.80[5]
Obíhat[6]
Doba (P)6.471 dnů
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		52,8 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		171 km / s
Detaily
B1
Hmotnost6[6] M☉
Poloměr3[6] R☉
Zářivost776[5] L☉
Teplota19,320[5] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)170[7] km / s
B5
Hmotnost2[6] M☉
Poloměr8.4[7] R☉
Zářivost80[7] L☉
Povrchová gravitace (logG)3.0[7] cgs
Teplota5.740[7] K.
Rychlost otáčení (proti hříchi)60[7] km / s
B2
Hmotnost3[8] M☉
B3
Hmotnost2.5[8] M☉
B4
Hmotnost0.2[8] M☉
Jiná označení
41 Orionis, BM Orionis, HD  37021, HR  1894, TYC  4774-954-1, 2MAS J05351611-0523068
Odkazy na databáze
SIMBADdata

Theta1 Orionis B (θ1 Orionis B), také známý jako BM Orionis, je systém s více hvězdami obsahující nejméně pět členů. Je to také jedna z hlavních hvězd Trapézový klastr, přičemž ostatní jsou A, C, a D.

Variabilita

θ1 Orionis B se mění v jasu a dostal proměnné označení hvězdy BM Orionis. Každých 6,47 dne klesá z velikost 7,90 na minimum 8,65 po dobu 8–9 hodin. Rychle byla klasifikována jako zatmění proměnné, která ukazuje úplné zatmění jasnější složky, proměnnou typu Algol. Mezi primárními zatměními jsou mírné variace jasu připisované odrazovým efektům a mělké sekundární zatmění menší než desetina velikosti.[6]

Ačkoliv světelná křivka se zdá být přímočarý, ukazuje odchylky ve tvaru zatmění od cyklu k cyklu a vlastnosti zákrytové komponenty nelze snadno sladit se světelnou křivkou.[6]

Mini-cluster

θ1 Orionis B byl rozdělen do čtyř hvězd. Nejjasnější hvězda je obvykle známá jako B1, zatímco společníci jsou známí jako B2, B3 a B4. B2 a B3 jsou od sebe vzdálené jen něco málo přes 0,1 "a ty dva jsou 0,9" od B1. B2 je přibližně o dvě magnitudy slabší než B1 a B3 o další magnitudy slabší. Mezi tím je B4 0,6 "od B1 a pět magnitud slabší.[9]

Nejjasnější složka, B1, je známá jako zákrytová binárka a jeho nevyřešený společník se obecně nazývá B5.[9] Třetí složka systému zatmění byla navržena pro zohlednění neobvyklých variací v načasování zatmění,[10] ale dosud není široce přijímán.[6]

Hvězdy tvořící θ1 Orionis B jsou gravitačně vázáni, ale jejich konfigurace bude pravděpodobně nestabilní a nakonec se rozpadne. Pouze úzká binární skupina B1 / B5 zůstane po několika milionech let.[4]

Vlastnosti

θ1 Orionis B1 je horký hlavní sekvence hvězda se spektrálním typem B1. Své spektroskopický společník Odhaduje se, že B5 má spektrální typ G2 III z pozorování během úplných zatmění.[7] Předpokládá se, že neobvyklá a proměnlivá zatmění jsou způsobena průsvitným diskem obklopujícím sekundární hvězdu. Je vidět téměř na okraji a rozdíly v jeho neprůhlednosti způsobují rozdíly ve tvaru světelné křivky.[6]

Reference

  1. ^ A b Høg, E .; Fabricius, C .; Makarov, V. V .; Urban, S .; Corbin, T .; Wycoff, G .; Bastian, U .; Schwekendiek, P .; Wicenec, A. (2000). „Katalog Tycho-2 s 2,5 miliony nejjasnějších hvězd“. Astronomie a astrofyzika. 355: L27. Bibcode:2000A & A ... 355L..27H.
  2. ^ A b 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.
  3. ^ Mason, Brian D .; Gies, Douglas R .; Hartkopf, William I .; Bagnuolo, William G .; Ten Brummelaar, Theo; McAlister, Harold A. (1998). „ICCD skvrnitá pozorování binárních hvězd. XIX - astrometrický / spektroskopický průzkum O hvězd“. Astronomický deník. 115 (2): 821. Bibcode:1998AJ .... 115..821M. doi:10.1086/300234.
  4. ^ A b Allen, Christine; Costero, Rafael; Hernández, Miroslava (2015). „Dynamická budoucnost miniklastru θ1 Ori B“. Astronomický deník. 150 (6): 167. Bibcode:2015AJ .... 150..167A. doi:10.1088/0004-6256/150/6/167.
  5. ^ A b C Malkov, O. Yu. (2007). "Vztah hmotnost-svítivost hvězd střední hmotnosti". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 382 (3): 1073–1086. Bibcode:2007MNRAS.382.1073M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2007.12086.x.
  6. ^ A b C d E F G h Windemuth, Diana; Herbst, William; Tingle, Evan; Fuechsl, Rachel; Kilgard, Roy; Pinette, Melanie; Templeton, Matthew; Henden, Arne (2013). „Dramatická evoluce sekundárního disku ve tvaru disku v lichoběžníkové hvězdě Orion θ1 Ori B1 (BM Ori): NEJVĚTŠÍ satelitní pozorování“. Astrofyzikální deník. 768 (1): 67. arXiv:1303.5091. Bibcode:2013ApJ ... 768 ... 67W. doi:10.1088 / 0004-637X / 768/1/67. S2CID  118589524.
  7. ^ A b C d E F G Vitrichenko, E. A .; Plachinda, S. I. (2000). „Spectrum of the Star BM Ori at Minimum Light“. Dopisy o astronomii. 26 (6): 390. Bibcode:2000AstL ... 26..390V. doi:10.1134/1.20406. S2CID  121395202.
  8. ^ A b C Schertl, D .; Balega, Y. Y .; Preibisch, Th .; Weigelt, G. (2003). „Orbitální pohyb hmotných několika hvězd v lichoběžníku Orion“. Astronomie a astrofyzika. 402: 267–275. Bibcode:2003 A & A ... 402..267S. doi:10.1051/0004-6361:20030225.
  9. ^ A b Zavřít, L. M .; Puglisi, A .; Males, J. R .; Arcidiacono, C .; Skemer, A .; Guerra, J. C .; Busoni, L .; Brusa, G .; Pinna, E .; Miller, D.L .; Riccardi, A .; McCarthy, D. W .; Xompero, M .; Kulesa, C .; Quiros-Pacheco, F .; Argomedo, J .; Brynnel, J .; Esposito, S .; Mannucci, F .; Boutsia, K .; Fini, L .; Thompson, D. J .; Hill, J. M .; Woodward, C. E .; Briguglio, R .; Rodigas, T. J .; Briguglio, R .; Stefanini, P .; Agapito, G .; et al. (2012). „Snímky orbitálního pohybu ve vysokém rozlišení v klastru Orion Trapezium se systémem LBT AO“. Astrofyzikální deník. 749 (2): 180. arXiv:1203.2638. Bibcode:2012ApJ ... 749..180C. doi:10.1088 / 0004-637X / 749/2/180. S2CID  119298839.
  10. ^ Vitrichenko, É. A.; Klochkova, V. G .; Tsymbal, V. V. (2006). „Systém BM Ori. IV. Nová součást systému“. Astrofyzika. 49 (1): 96–104. Bibcode:2006Ap ..... 49 ... 96V. doi:10.1007 / s10511-006-0011-5. S2CID  121615881.