오리온자리 오메가

Omega Orionis
오리온자리 Ω
Orion constellation map.svg
Red circle.svg
오리온자리 Ω 위치(순환)
관측 데이터
Epoch J2000.0 이쿼녹스 J2000.0(ICRS)
별자리 오리온
우측 상승 05h 39m 11.14632s[1]
탈위임 +04° 07′ 17.2795″[1]
겉보기 크기 (V) 4.57[2]
특성.
스펙트럼형 B3 VE[3]
U-B색지수 −0.76[2]
B-V색지수 −0.11[2]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)20.4km[4]/s
고유 운동 (μ) RA: +0.84[1]mas/yr
Dec.: +0.00[1]mas/yr
시차 (π)2.36 ± 0.29[1] 마스
거리약 1400리
(약 420pc)
세부 사항
미사7.0±0.5[3] M☉
반지름5.9[5] R☉
루미도6,031[6] L☉
표면 중력 (log g)3.59±0.10[3] cgs
온도19,000±500[3] K
회전1.37 d[5]
회전 속도 (v sin i)179±4km[5]/s
나이43[3].6 마이어
기타 지정
Ω 오리온자리 47, 오리온자리 BD+04° 1002, FK5 2423, HD 37490, HIP 26594, HR 1934, SAO 113001.[7]
데이터베이스 참조
심바드자료

오메가 오리온자리(Ω 오리온자리)는 오리온자리에 있는 단일[8] 별이다.겉보기 크기는 4.57이며[2] 태양계에서 약 1,400광년 떨어져 있다.그것은 먼지 구름으로 둘러싸여 있고, 광년 폭 위에 겸손한 반사 성운을 이루고 있다.[9]

오메가 오리온리스는 유효온도가 19,000K인 스펙트럼 타입 B3 Ve의[3] B형 주계열성이다.[3]자외선 복사를 다량 포함하면 오메가 오리온리스는 태양보다 6,031배[6] 더 큰 루미닌도로 빛나고, 태양 반지름보다 5[5].9배 더 큰 반경 179km/s로 예상 회전속도는 1.37일[5] 회전을 한다.다만 실제 회전속도는 450km/s에 이를 수 있어 가시선에 비해 축이 24° 기울어진 것으로 추정했다.[9]이 별은 태양의 7.0배에 달하는[3] 질량을 가지고 있는데, 이는 별들이 초신성으로 폭발하는 한계 바로 아래에 있다.그것의 나이는 4360만년으로[3] 추정된다.

빠른 회전의 결과로 오메가 오리온리스는 비급 스타다.이 부류의 별들 중 자기장을 측정한 것은 오메가 오리온리스가 처음이었고, 지구보다 1000배나 많은 것으로 밝혀졌다.오메가 오리온리스는 다른 베 별들과 마찬가지로 밝기가 0.19배 정도 차이가 나는 가변성 별이다.또한, 0.97일과 2.19일의 기간 동안 비방사성 맥박으로 인한 작은 변화가 관찰되었다.[9]

참조

  1. ^ a b c d e van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
  2. ^ a b c d Nicolet, B. (1978), "Photoelectric photometric Catalogue of homogeneous measurements in the UBV System", 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), "Spectroscopic Analysis of Southern B and Be Stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371 (1): 252–62, arXiv:astro-ph/0606149, Bibcode:2006MNRAS.371..252L, doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10655.x, S2CID 16492030.
  4. ^ Wielen, R.; et al. (1999), "Sixth Catalogue of Fundamental Stars (FK6). Part I. Basic fundamental stars with direct solutions", Veroeffentlichungen des Astronomischen Rechen-Instituts Heidelberg, Veröffentlichungen des Astronomisches Rechen-Institut Heidelberg, 35: 1, Bibcode:1999VeARI..35....1W.
  5. ^ a b c d e Neiner, C.; et al. (November 2012), "An investigation of the magnetic properties of the classical Be star ω Ori by the MiMeS Collaboration", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 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), "Fundamental Parameters and Infrared Excesses of Hipparcos Stars", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 427 (1): 343–57, arXiv:1208.2037, Bibcode:2012MNRAS.427..343M, doi:10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x, S2CID 118665352.
  7. ^ "ome Ori". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Retrieved 2016-12-02.
  8. ^ Hutter, D. J.; Tycner, C.; Zavala, R. T.; Benson, J. A.; Hummel, C. A.; Zirm, H. (2021). "Surveying the Bright Stars by Optical Interferometry. III. A Magnitude-limited Multiplicity Survey of Classical Be Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 257 (2): 69. arXiv:2109.06839. Bibcode:2021ApJS..257...69H. doi:10.3847/1538-4365/ac23cb. S2CID 237503492.
  9. ^ a b c Kaler, James B. (February 17, 2012), "Omega Orionis", Stars, University of Illinois, retrieved 2016-12-03.