U Orionis - U Orionis

U Orionis
Mapa souhvězdí Blíženců.svg
Červený kruh. Svg
Umístění U Orionis (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíOrion
Správný vzestup05h 55m 49.16994s[1]
Deklinace+20° 10′ 30.6872″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)4.8 - 13.0
Vlastnosti
Spektrální typM8 III
B-V barevný index+2.07[2]
Variabilní typMiro
Astrometrie
Paralaxa (π)2.29 ± 1.21[1] mas
Vzdálenost997.56 ly
(306 ± 61[3] ks )
Detaily
Poloměr370 ± 96[4] R☉
Zářivost7,000[5] L☉
Teplota≈2,750[5] K.
Jiná označení
U Ori, BD + 20 ° 1171a, HD  39816, BOKY  28041, HR  2063, SAO  77730[6]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

U Orionis (zkráceně U Ori) je Proměnlivá hvězda typu Mira v souhvězdí Orion. Je to klasický proměnná dlouhého období hvězda, která byla dobře pozorována již více než 120 let.

Objev

U Orionis ve středu obrazu při přibližně vizuální mag. 12 5. února 2017

Bylo objeveno 13. prosince 1885 J.E. Gore a zpočátku to bylo považováno za novu v raných fázích úpadku (Goreova Nova a NOVA Ori 1885 jak je stále uvedeno v SIMBAD), ale spektrum pořízené na Harvardu vykazovalo rysy podobné jako Mira. U Orionis se tak stal první proměnnou v dlouhém období, kterou lze identifikovat podle fotografie jejího spektra.[7]

Umístění

U Orionis leží méně než půl stupně východně od proměnné hvězdy s malou amplitudou χ1 Orionis a méně než oblouková minuta od mnohem slabšího zákrytová proměnná UW Orionis. χ1 Orionis je ve svém nejjasnějším maximu o něco jasnější než U Orionis, zatímco UW Orionis je více než tisíckrát slabší, podobně jako minimálně U Orionis.

Hvězdné parametry

Hvězda má nízkou efektivní teplotu (zhruba 2700 K), ale velký a nafouklý poloměr 370 sluneční poloměry[4] a vysoká svítivost, 7 000krát vyšší než Slunce.[5] Pokud by bylo Slunce nahrazeno U Orionisem, jeho poloměr by přesahoval dál Mars orbitální zóna (přibližně 1.7 astronomické jednotky ), a aby byla obyvatelná vodou v kapalném stavu a pohodlnou teplotou, musela by se planeta nacházet do 85 AU, v rámci Kuiperův pás orbitální zóna.[Citace je zapotřebí ]

Možný planetární systém

Podle Rudnitskij,[8] byla pozorována 12–15letá „superperiodicita“. Autor vyvozuje, že taková periodicita by se mohla shodovat s obdobím revoluce neviditelného společníka, pravděpodobně planetárního. Dosud nebyl detekován žádný jasný náznak planetárních objektů.

Reference

  1. ^ A b C van Leeuwen, F .; et al. (2007). „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.
  2. ^ Mermilliod, J.-C. (1986). "Kompilace dat Eggenových UBV, transformovaných na UBV (nepublikováno)". Katalog Eggenových UBV dat. Bibcode:1986EgUBV ........ 0M.
  3. ^ Mondal (2005). "Důkaz asymetrie v proměnné Mira U Ori". Bulletin of the Astronomical Society of India. 33 (2): 97–102. Bibcode:2005BASI ... 33 ... 97M.
  4. ^ A b Van Belle; et al. (1996). "Měření úhlové velikosti 18 proměnných hvězd Mira při 2,2 mikronech". Astronomický deník. 112: 2147. Bibcode:1996AJ .... 112.2147V. doi:10.1086/118170.
  5. ^ A b C Mondal & Chandrasekhar (2004). "Důkaz asymetrie v proměnné Mira U Ori". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 348 (4): 1332–1336. Bibcode:2004MNRAS.348.1332M. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07454.x.
  6. ^ „V * U Ori“. SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Citováno 25. ledna 2018.
  7. ^ Monck (1887). „Nova Orionis pana Gorea“. Hvězdárna. 10: 69–71. Bibcode:1887Obs ... 10 ... 69M.
  8. ^ Rudnitskij (2002). "Molekulární masery ve proměnných hvězdách". Publikace Astronomické společnosti Austrálie. 19 (4): 499–504. Bibcode:2002 PASA ... 19..499R. doi:10.1071 / AS02018.