오리온자리 세타2

Theta2 Orionis
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오리온자리 θ2
Theta2Orionis.jpg
오리온자리 θ의2 세 성분과 인근 별들
크레딧: Ian Nartowicz(ESA/Hubble 이미지에서 파생됨)
관측 데이터
에폭 J2000 이쿼녹스 J2000
별자리 오리온
A
우측 상승 05h 35m 22.90115s[1]
탈위임 −05° 24′ 57.8207″[1]
겉보기 크기 (V) 5.02[2]
B
우측 상승 05h 35m 26.4018s[3]
탈위임 −05° 25′ 00.720″[3]
겉보기 크기 (V) 6.380[4]
C
우측 상승 05h 35m 31.436s[3]
탈위임 −05° 25′ 16.40″[3]
겉보기 크기 (V) 8.18[5]
특성.
스펙트럼형 O9.5IVP[6] + B0.7V[7] + B5V[8]
아스트로메트리
방사 속도 (Rv)35.6km[9]/s
고유 운동 (μ) RA: 2.29마스[1]/yr
Dec.: 0.96[1]mas/yr
시차 (π)2.11 ± 0.41[1] 마스
거리약 1,500리
(약 470pc)
절대치수 (MV)−4.3[10] + −2.60[4] + −0.6[11]
세부 사항
A
미사39[12] M☉
루미도107,000[13] L☉
온도3만4900K[13]
회전 속도 (v sin i)시속 133km[7]
B
미사14.8[4] M☉
반지름4.3[4] R☉
루미도12,300[4] L☉
표면 중력 (log g)4.30[4] cgs
온도29,300[4] K
회전 속도 (v sin i)초속[7] 33km/s
나이<2[4] 마이르
C
미사4.86[13] M☉
루미도616[13] L☉
온도13,800[13] K
회전 속도 (v sin i)78km[14]/s
나이<1[14] 마이어
기타 지정
θ2 오리, STF 4016, WDS J05354-0525, ADS 4188
θ2 오리 A: 43 오리, HR 1897, BD-05°1319, HD 37041, SAO 13232, HIP 26235, CCDM 05353-0524e
θ2 오리 B: BD-05°1320, HD 37042, SAO 132322, CCDM 05353-0524f
θ2 오리 C: V361 오리, BD-05°1326, HD 37062, SAO 132329, S 490A, CCDM 05353-0524g
데이터베이스 참조
심바드자료
data2
data3

오리온자리 세타2(Teta Orionis, θ2 Ori)는 오리온자리에 있는 복수 항성계통이다.그것은1 오리온자리라고도 알려진 트라페지움 성단으로부터 몇 분 거리에 있다.

구성 요소들

오리온 성운 안에 있는 θ2 오리온자리 세 별

θ2 오리온자리 세 별은 일렬로 이루어져 있으며, 각각 다음 별에서 약 1분 정도 떨어져 있다.워싱턴 더블스타 카탈로그에는 잘 알려진 세 개의 별 외에도 실제로 오리온자리 C인1 성분 D가 혼란스럽게 나열돼 있다.[15]

이 지역에는 진도 10보다 밝은 별 하나가 더 있다.V1073 오리온스는 B9.5 오리온 변수로 오리온 B, C와2 정삼각형을 이룬다.

이상하게도 오리온자리2 C는 S490이라는 이름으로 워싱턴 더블스타 카탈로그에 두 번째 출품작을 갖고 있다.동반자 규모는 10위권이며 실제로 오리와2 V1073 오리 사이에 놓여 있다.[15]

트라페지움 성단으로 잘 알려진 오리온자리 θ1 오리온자리 θ2 오리온자리 A에서 불과 2분 거리에 있다.이 이름에도 불구하고2 오리온자리 A는 트라페지움에서 가장 밝은 별보다 약간 밝다.이중성분과 복수성분 카탈로그에는 13개 성분의 동일한 시스템 내에 θ과1 θ2 오리의 항성이 포함되어 있다.

같은 분야에는 수십 개의 더 기절하는 별들이 있는데, 그들 중 많은 별들이 오리온 분자 구름 콤플렉스에서 여전히 주계열성 이전의 별들을 형성하고 있다.


특성.

1차 성분 A는 태양보다 10만 배 이상 발광하는 5차 크기 O급 부거성으로 나타난다.스펙트럼 타입은 비록 200만 년도 되지 않은 것으로 생각되지만 주요 염기서열에서 멀어져 진화하고 있음을 암시한다.스펙트럼 특성은 가까운 동료와 관련이 있거나 별의 극단적인 젊음에 의해 발생할 수 있다.

진도 6의 성분 B는 초기 B 주계열성으로, 거의 3만 K에 가깝고 태양 광도의 1만 배 이상이다.

성분 C는 또 다른 B급 주계열성이지만 더 시원하고 태양의 천 배도 안 된다.

θ2 오리온자리 A계

θ2 오리온자리 A는 그 자체가 트리플 스타 시스템이다.그것의 스펙트럼 라인은 궤도 움직임을 나타내는 위치를 주기적으로 바꾸는 것으로 보였다.첫 번째 궤도는 1924년에 유도되었고, 이는 21일의 기간을 나타낸다.그리고 다소 편심 궤도.[16]

Specle interferometry는 약 0.3인치 떨어진 곳에 있는 동반자를 약 147 AU로 해결했다. 고해상도 분광 분석은 총 3개의 별에 대해 1차에서 약 0.47 AU로 훨씬 더 가까운 동반자가 있음을 보여준다.두 일행은 모두 7-9의 질량을 가진 A초나 B후반으로 생각된다.M이것은 이 거리에서 O9.5 항성의 높은 질량과 시각적 광도를 설명하는 데 도움이 된다☉.세 개의 별은 O5.5 θ1 오리온자리 C와 거의 같은 질량을 가지고 있으며 시각적으로 더욱 밝다.[17]

θ2 오리온자리 A도 설명할 수 없는 빠른 변광성 X선 방출이 나타난다.X선은 충돌 바람이나 보이지 않는 동반자의 관상 방출과 같은 표준 메커니즘을 설명할 수 없다.[12]

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. ^ Aldoretta, E. J.; Caballero-Nieves, S. M.; Gies, D. R.; Nelan, E. P.; Wallace, D. J.; Hartkopf, W. I.; Henry, T. J.; Jao, W.-C.; Maíz Apellániz, J.; Mason, B. D.; Moffat, A. F. J.; Norris, R. P.; Richardson, N. D.; Williams, S. J. (2015). "The Multiplicity of Massive Stars: A High Angular Resolution Survey with the Guidance Sensor". The Astronomical Journal. 149 (1): 26. arXiv:1410.0021. Bibcode:2015AJ....149...26A. doi:10.1088/0004-6256/149/1/26. S2CID 58911264.
  3. ^ a b c d Hog, E.; Kuzmin, A.; Bastian, U.; Fabricius, C.; Kuimov, K.; Lindegren, L.; Makarov, V. V.; Roeser, S. (1998). "The TYCHO Reference Catalogue". Astronomy and Astrophysics. 335: L65. Bibcode:1998A&A...335L..65H.
  4. ^ a b c d e f g h Nieva, María-Fernanda; Przybilla, Norbert (2014). "Fundamental properties of nearby single early B-type stars". Astronomy & Astrophysics. 566: A7. arXiv:1412.1418. Bibcode:2014A&A...566A...7N. doi:10.1051/0004-6361/201423373. S2CID 119227033.
  5. ^ Pasinetti Fracassini, L. E.; Pastori, L.; Covino, S.; Pozzi, A. (2001). "Catalogue of Apparent Diameters and Absolute Radii of Stars (CADARS) - Third edition - Comments and statistics". Astronomy and Astrophysics. 367 (2): 521. arXiv:astro-ph/0012289. Bibcode:2001A&A...367..521P. doi:10.1051/0004-6361:20000451. S2CID 425754.
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  8. ^ Houk, N.; Swift, C. (1999). "Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, Vol. 5". Michigan Spectral Survey. 05: 0. Bibcode:1999MSS...C05....0H.
  9. ^ Wilson, Ralph Elmer (1953). "General catalogue of stellar radial velocities". Washington. Bibcode:1953GCRV..C......0W.
  10. ^ Abbott, D. C. (1978). "The terminal velocities of stellar winds from early-type stars". Astrophysical Journal. 225: 893. Bibcode:1978ApJ...225..893A. doi:10.1086/156554.
  11. ^ Abt, H. A. (1979). "The occurrence of abnormal stars in open clusters". Astrophysical Journal. 230: 485. Bibcode:1979ApJ...230..485A. doi:10.1086/157104.
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  13. ^ a b c d e Hillenbrand, Lynne A. (1997). "On the Stellar Population and Star-Forming History of the Orion Nebula Cluster". Astronomical Journal. 113: 1733. Bibcode:1997AJ....113.1733H. doi:10.1086/118389.
  14. ^ a b Manoj, P.; Maheswar, G.; Bhatt, H. C. (2002). "Non-emission-line young stars of intermediate mass". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 334 (2): 419. arXiv:astro-ph/0204491. Bibcode:2002MNRAS.334..419M. doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05540.x. S2CID 14024844.
  15. ^ a b Mason, Brian D.; Wycoff, Gary L.; Hartkopf, William I.; Douglass, Geoffrey G.; Worley, Charles E. (2001). "The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog". The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M. doi:10.1086/323920.
  16. ^ Struve, O. (1924). "The orbit of the spectroscopic binary 43 theta-2 Orionis". Astrophysical Journal. 60: 159. Bibcode:1924ApJ....60..159S. doi:10.1086/142845.
  17. ^ Schulz, Norbert S.; Testa, Paola; Huenemoerder, David P.; Ishibashi, Kazunori; Canizares, Claude R. (2006). "X-Ray Variability in the Young Massive Triple θ2 Orionis A". The Astrophysical Journal. 653 (1): 636–646. arXiv:astro-ph/0608420. Bibcode:2006ApJ...653..636S. doi:10.1086/508625. S2CID 119414078.