HD 37017
HD 37017| 관측 데이터 에폭 J2000 이쿼녹스 J2000 | |
|---|---|
| 별자리 | 오리온 |
| 우측 상승 | 05h 35m 21.86770s[2] |
| 탈위임 | −04° 29′ 39.0409″[2] |
| 겉보기 크기 (V) | 6.553[3] |
| 특성. | |
| 스펙트럼형 | B1.5 Vp 그는 강하다.[4] |
| U-B색지수 | −0.79[5] |
| B-V색지수 | −0.14[5] |
| 변수형 | SX 아리[6] |
| 아스트로메트리 | |
| 방사 속도 (Rv) | +32±2km[7]/s |
| 고유 운동 (μ) | RA:1.88±0.09[8]mas/yr Dec.:1.20±0.14[8]mas/yr |
| 시차 (π) | 2.643 ± 0.075[8] 마스 |
| 거리 | 1,230 ± 40 ly (380 ± 10 pc) |
| 궤도[9] | |
| 기간 (P) | 18.6556±0.0017 d |
| 반주축 (a) | ≥12.61±1.09 R☉ |
| 편심성 (e) | 0.31±0.05 |
| 페리아스트론 신기원을 이루다 (T) | 2,435,461.602±0.168 JD |
| 페리아스트론의 인수 (ω) (2차) | 133±5° |
| 반암도 (K1) (iii) | 36.0±2.5km/s |
| 세부 사항 | |
| A | |
| 미사 | 8.50±0.53[3] M☉ |
| 루미도 | 3,754[3] L☉ |
| 온도 | 23,700[3] K |
| 회전 | 0.901 d[10] |
| 회전 속도 (v sin i) | 시속 165km[4] |
| B | |
| 미사 | 4.5[9] M☉ |
| 기타 지정 | |
| 데이터베이스 참조 | |
| 심바드 | 자료 |
HD 37017은 오리온 적도 별자리에 있는 2진법 항성계통이다.그것은 가변 항성 명칭 V1046 오리온is를 가지고 있으며, HD 37017은 Henry Draper Catalogue의 식별자다.이 시스템은 육안으로도 볼 수 있는 도전으로, 가시성 하한에 근접하며, 겉보기 등급이 6.55로 조합되어 있다.[3]시차 기준 약 1,230광년 거리에 위치해 있으며,[8] 반경 +32 km/s의 속도로 더 멀리 떠내려가고 있다.[7]이 시스템은 항성 클러스터 NGC 1981의 일부분이다.[12]
이 체계의 이항성은 A에 의해 제안되었다.1963년 블라우와 T. S. 반 알바다.[9]궤도 주기가 18.6556일이고 이심률이 0.31일인 이중선[10] 분광형 이항이다.[13]이런 밀착형 시스템으로는 특이성이 유난히 큰 것으로 평가된다.[10]그것은 6.54에서 6.58까지 밝기의 범위가 되는, 에클립싱 이진을 형성한다.[6]
1차 항성은 B1.5 Vp의 별 분류를 가진 헬륨 강도의 자기 화학적으로 특이한 항성이다[14].[4]자기장 강도가 7,700 G이며 [15]헬륨 농도는 자기극에 위치한다.[16]V1046 오리온스는 1997년 L. A. 발로나에 의해 변광성(variable star)으로 밝혀졌으며,[10] 현재는 SX 아리에티스 변광성으로 분류되고 있다.[6]항성은 시각 밝기, 자기장 강도 및 스펙트럼 특성의 주기적 변화를 겪으며, 주기 시간은 항성의 추정 회전 기간인 0.901175일이다.[10]회전 기간에 따라 달라지는 전파 방출이 감지됐다.[16]
이차 성분은 태양 질량의 4.5배로 추정된다.클래스는 B6 유형으로 추정된다.III-IV.[10]
참조
- ^ "MAST: Barbara A. Mikulski Archive for Space Telescopes". Space Telescope Science Institute. Retrieved 8 December 2021.
- ^ a b Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (August 2018). "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. 이 소스에 대한 가이아 DR2 기록 VizieR.
- ^ a b c d e Hohle, M. M.; et al. (April 2010), "Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants", Astronomische Nachrichten, 331 (4): 349–360, arXiv:1003.2335, Bibcode:2010AN....331..349H, doi:10.1002/asna.200911355, S2CID 111387483.
- ^ a b c Abt, Helmut A.; et al. (July 2002), "Rotational Velocities of B Stars", The Astrophysical Journal, 573 (1): 359–365, Bibcode:2002ApJ...573..359A, doi:10.1086/340590.
- ^ a b Walker, M. F. (February 1969), "Studies of extremely young clusters. V. Stars in the vicinity of the Orion nebula", Astrophysical Journal, 155: 447, Bibcode:1969ApJ...155..447W, doi:10.1086/149881.
- ^ a b c Samus, N. N.; et al. (2017), "General Catalogue of Variable Stars", Astronomy Reports, 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
- ^ a b Blaauw, A.; et al. (April 1963), "Radial Velocities of B-Type Stars in the Nearest Associations.", Astrophysical Journal, 137: 791, Bibcode:1963ApJ...137..791B, doi:10.1086/147556.
- ^ a b c d Kounkel, Marina; et al. (2017), "The Gould's Belt Distances Survey (GOBELINS) II. Distances and Structure toward the Orion Molecular Clouds", The Astrophysical Journal, 834 (2), 142, arXiv:1609.04041, Bibcode:2017ApJ...834..142K, doi:10.3847/1538-4357/834/2/142, hdl:1887/59417, S2CID 26439367.
- ^ a b c Leone, F.; Catanzaro, G. (March 1999), "Orbital elements of binary systems with a chemically peculiar star", Astronomy and Astrophysics, 343: 273–280, Bibcode:1999A&A...343..273L.
- ^ a b c d e f Bolton, C. T.; et al. (September 1998), "HD 37017 = V 1046 ORI A double-lined spectroscopic binary with a B2e He-strong magnetic primary", Astronomy and Astrophysics, 337: 183–197, Bibcode:1998A&A...337..183B.
- ^ "V1046 Ori". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2019-12-31.
- ^ Maia, F. F. S.; et al. (September 2010), "Characterization and photometric membership of the open cluster NGC1981", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 407 (3): 1875–1886, arXiv:1005.3047, Bibcode:2010MNRAS.407.1875M, doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17034.x, S2CID 119206669.
- ^ Ducati, J. R.; et al. (January 2011), "The mass ratio and initial mass functions in spectroscopic binaries" (PDF), Astronomy and Astrophysics, 525: 9, Bibcode:2011A&A...525A..26D, doi:10.1051/0004-6361/200913895, A26.
- ^ Ghazaryan, S.; et al. (August 2019), "Statistical analysis of roAp, He-weak, and He-rich stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 487 (4): 5922–5931, arXiv:1906.06984, Bibcode:2019MNRAS.487.5922G, doi:10.1093/mnras/stz1678, S2CID 189928323.
- ^ Trigilio, C.; et al. (May 2004), "A three-dimensional model for the radio emission of magnetic chemically peculiar stars", Astronomy and Astrophysics, 418 (2): 593–605, arXiv:astro-ph/0402432, Bibcode:2004A&A...418..593T, doi:10.1051/0004-6361:20040060, S2CID 15884571.
- ^ a b Leone, F.; Umana, G. (January 1993), Dworetsky, M. M.; Castelli, F.; Faraggiana, R. (eds.), "Periodic Radio Emission from the Helium Rich Stars HD 37017 and σ Ori E", Peculiar versus Normal Phenomena in A-type and Related Stars. International Astronomical Union, Colloquium No. 138, held in Trieste, Italy, July 1992, San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, vol. 44, no. 138, p. 541, Bibcode:1993ASPC...44..541L.
