42 Orion

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , zkráceně 42 Ori, c Ori ) je hvězda v rovníkovém souhvězdí Orion . Hvězda má zdánlivou velikost +4,59 m [2] [11] a podle Bortleovy stupnice je hvězda viditelná pouhým okem na přechodové obloze předměstí/ města .  42 Orionis je obklopena mlhovinou NGC 1977 , jednou z menších slabších skupin pojmenovaných mlhovin , severně od mlhoviny v Orionu . 42 Orionis je hvězda, která excituje atomy mezihvězdného prachu a osvětluje mlhovinu NGC 1977 .

Z měření paralaxy získaných během mise Hipparcos [1] je známo, že hvězda je asi 900  ly daleko . let ( 270  ks ) ze Země . Hvězda je pozorována jižně od 86 ° severní šířky. sh. , to znamená, že je vidět téměř na celém území obydlené Země , s výjimkou polárních oblastí Arktidy . Nejlepší doba pozorování je prosinec [12] .

Hvězda 42 Orionis se vůči Slunci pohybuje poměrně rychle : její radiální heliocentrická rychlost je 30  km/s [12] , což je trojnásobek rychlosti místních hvězd galaktického disku a také to znamená, že se hvězda pohybuje pryč od Slunce . Na obloze se hvězda pohybuje na jihovýchod [13] , prochází nebeskou sférou 8,4 mas za rok.

Jméno hvězdy

c Orionis ( lat .  c Orionis ) je Bayerovo označení dané hvězdě v roce 1603 [13] . 42 Orionis ( latinizovaná varianta lat.  42 Orionis ) je Flamsteedovo označení .

Označení komponent jako 42 Orionů Aa, Ab a AB vyplývá z konvence používané Washingtonským katalogem dvou hvězd (WDS) pro hvězdné systémy a přijaté Mezinárodní astronomickou unií (IAU) [14] .

Vlastnosti vícenásobného systému 42 Orion

Dvojice 42 Orioni Aa a 42 Orioni Ab jsou dvojhvězdou , jejíž složky jsou od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 0,163 ″  [ 5] , což odpovídá oběžné  době 80,7 let [5] a polovelké osa oběžné dráhy mezi společníky je alespoň 38,4  a.u. (pro srovnání, poloměr oběžné dráhy Pluta je 39,48  AU a doba otáčení je 247,92  let ). Dvojice 42 Orioni Aa-Ab a 42 Orioni B jsou trojhvězda , ve které jsou složky od sebe odděleny úhlovou vzdáleností 1,2 ″  [ 5] , což odpovídá oběžné  době 1454 let [5] a polo - hlavní osa oběžné dráhy mezi společníky, alespoň 303,7  AU .

Pokud se podíváme ze strany 42 Orion Aa na 42 Orion Ab, pak uvidíme bílo-modrou hvězdu, která září jasností −24,51 m , tedy jasností 0,13  . Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude - ~ 0,09 ° [b] , což je 17,7 % průměru našeho Slunce. Pokud se podíváme ze strany 42 Orion Ab na 42 Orion Aa, pak uvidíme i bílomodrou hvězdu, která září jasností −25,91 m , tedy jasností 0,46  . Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude ~0,046° [b] , což je 9,1 % průměru našeho Slunce.

Pokud se podíváme, podíváme se ze strany dvojice 42 Orion Aa-Ab na 42 Orion B, pak uvidíme i bílomodrou hvězdu, která září jasností −18,8 m , tedy jasností 256 úplňků . _ Navíc úhlová velikost hvězdy (v průměru) bude ~4,74 mas [b] , což je 0,95 % průměru našeho Slunce. A naopak, podíváme-li se z okolí složky 42 Orion B na 42 Orion Aa-Ab, pak uvidíme dvojici bílomodrých hvězd, které září celkovou jasností −21,72 m (tedy s jasnost 3898 měsíců v úplňku ) . Navíc 42 Orion Aa bude zářit s jasností −21,42 m (tedy s jasností 2957 úplňků ) a složka 42 Orion Ab bude zářit s jasem −20,02 m (tedy s jasem z 814 úplňků ) , resp. Navíc úhlová velikost hvězd (v průměru) bude - ~ 11,23 [b] a ~ 5,76 mas [b] , to znamená, že úhlová velikost hvězdy bude 2,2 % a 1,15 % úhlové velikosti naší hvězdy. Slunce , resp. V tomto případě bude maximální úhlová vzdálenost mezi hvězdami 14,4 °.

42 Orionis vykazuje mírnou variabilitu [15] : během pozorování jasnost hvězdy kolísá o 0,10 m , mění se z 5,52 m na 5,62 m , bez jakékoli periodicity (s největší pravděpodobností má hvězda několik period), typ proměnné také není odhodlaný.

Vlastnosti komponenty Aa

42 Orion Aa - soudě podle svého spektrálního typu B1V [5] je hvězda trpaslíkem spektrálního typu B , což naznačuje, že vodík v jádru hvězdy je jaderné "palivo", to znamená, že hvězda je na hlavní posloupnosti . Hmotnost hvězdy je na svou spektrální třídu malá (asi o 30 %) a rovná se 8,69  [5] . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 20 000  K , což jí dává charakteristickou modrobílou barvu.

Vzhledem k vysoké svítivosti hvězdy lze její poloměr přímo změřit a o takový pokus se v roce 1922 [16] pokusil dánský astronom Einar Hertzsprung , ale vzhledem k tomu, že hvězda byla binární, a také proto, že byla v hvězdotvorná oblast bohatá na obří molekulární mraky , pak měření poloměru probíhalo s velkými chybami. Údaje o tomto měření jsou uvedeny v tabulce:

Jméno hvězdy	Rok	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
42 Orion	1922	4,65	B3	0,4	3.6	[16]

Nyní víme, že poloměr hvězdy B1V by měl být 6,4  [17] . Svítivost hvězdy podle Stefanova-Boltzmannova zákona by se měla rovnat 5900  . Rychlost rotace 42 Orionů převyšuje tu sluneční téměř 10krát a rovná se 20  km/s [7] , což udává dobu rotace hvězdy – 16,6 dne.

Současné stáří hvězdy není přímo měřeno, nicméně je známo, že hvězdy s hmotností 8,69  [5] žijí v hlavní posloupnosti asi 23,5  milionů let , což představuje horní hranici věku hvězdy. 42 Orionis je na hranici, která je 8-12 ,  kdy může hvězda explodovat jako supernova . Pokud se tak nestane, hvězda se stane červeným obrem a poté, když shodí vnější obaly, stane se velmi masivním bílým trpaslíkem .

Vlastnosti komponenty Ab

42 Orionis Ab - soudě podle hmotnosti, která se rovná 4,55  [5]  - hvězda je trpaslík spektrálního typu B7V [17] , což naznačuje, že vodík v jádru hvězdy je jaderné "palivo", že hvězda je v hlavní posloupnosti . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 12400  K [17] , což jí dodává charakteristickou modrobílou barvu.

Poloměr hvězdy spektrálního typu B7V by měl být 3,28  [17] . Svítivost hvězdy podle Stefanova-Boltzmannova zákona by se měla rovnat 228  .

Současné stáří hvězdy není přímo měřeno, nicméně je známo, že hvězdy s hmotností 4,55  [5] žijí v hlavní posloupnosti asi 144  milionů let , což představuje horní hranici věku hvězdy. Hvězda se poté stane červeným obrem a poté, co odhodí vnější obaly, se stane poměrně masivním bílým trpaslíkem .

Vlastnosti komponenty B

42 Orionis B - soudě podle hmotnosti, která se rovná 3,04  [5]  - hvězda je trpaslík spektrálního typu B9V [17] , což naznačuje, že vodík v jádru hvězdy je jaderné "palivo", že hvězda je v hlavní posloupnosti . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 10 600  K [17] , což jí dodává charakteristickou modrobílou barvu.

Poloměr hvězdy spektrálního typu B9V by měl být 2,7  [17] . Svítivost hvězdy podle Stefanova-Boltzmannova zákona by se měla rovnat 82,5  .

Současné stáří hvězdy není přímo měřeno, nicméně je známo, že hvězdy o hmotnosti 3,04  [5] žijí v hlavní posloupnosti asi 445  milionů let , což představuje horní hranici věku hvězdy. Hvězda se poté stane červeným obrem a poté, co odhodí vnější obaly, se stane poměrně masivním bílým trpaslíkem .

Historie studia mnohosti hvězd

42 Orionis je mladá hvězda v Orionu , která nebyla do roku 2001 pozorována s vysokým úhlovým rozlišením. V roce 1848 anglický astronom W. Daves objevil dualitu 42 Orion, to znamená, že objevil složku B a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako DA 4 [c] . V roce 2005 skupina badatelů pod vedením ruského astronoma A. Tokovnina na základě záznamů z roku 1979 objevila dualitu složky A a hvězdy byly zařazeny do katalogů jako TOK 430 [d] .

Podle Washington Catalog of Visual Binaries jsou parametry těchto komponent uvedeny v tabulce [18] [11] :

Shrneme-li všechny informace o hvězdě, můžeme říci, že hvězda 42 Orion Aa má 2 satelity:

• složka Ab, hvězda 6. magnitudy, která se nachází v úhlové vzdálenosti 0,163  obloukové vteřiny a doba rotace hvězdy je 80,7  roku [5] ;
• složka B, hvězda 8. magnitudy umístěná v úhlové vzdálenosti 1,2  úhlové sekundy, má katalogové číslo TYC 4774-928-2 [ 10] . Hvězda nemá žádnou známou paralaxu , ale z jiných zdrojů je známo, že hvězda je součástí systému 42 Orion a doba rotace hvězdy je 1454  let [5] .

Poznámky

1. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
2. ↑ 1 2 3 4 5 Úhlový průměr (δ) se vypočítá pomocí vzorce: , kde R S je poloměr hvězdy, vyjádřený v a.u. ; d S je vzdálenost ke hvězdě, vyjádřená v AU.
3. ↑ DA - odkaz na katalog W. Davese , 4 - číslo záznamu v jeho katalogu
4. ↑ TOK - odkaz na katalog A. Tokovnina, 430 - číslo záznamu v jeho katalogu

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ), Validation of the new Hipparcos reduction , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.10673/071204-8 
2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR VizieR Online katalog dat: Katalog hvězdné fotometrie v Johnsonově 11barevném systému  // VizieR  :  journal. - 2002. - Sv. 2237 . - .
3. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Kompilace radiálních rychlostí pro 35 495 hvězd Hipparcos ve společném systému  (anglicky)  // Astronomy Letters  : journal. - 2006. - Sv. 32 , č. 11 . — S. 759 . - doi : 10.1134/S1063773706110065 . - . - arXiv : 1606.08053 .
4. ↑ Hoffleit, D.; Warren, WH VizieR Online katalog dat: Katalog jasných hvězd, 5. revidované vydání. (Hoffleit+, 1991)  (anglicky)  // VizieR On-line Data Catalog : V/50. Původně vydáno v: 1964BS....C......0H : journal. - 1995. - Sv. 5050 . — .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Katalog více hvězd (HIP => 26237)  (anglicky) . A.Tokovinin. Získáno 22. června 2020. Archivováno z originálu dne 23. června 2020.
6. ↑ Hohle, MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF Hmotnosti a jasy hvězd typu O a B a červených veleobrů  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2010. - Sv. 331 , č.p. 4 . — S. 349 . - doi : 10.1002/asna.200911355 . - . - arXiv : 1003.2335 . Záznam do katalogu vezíra  (fr.) . vizier.u-strasbg.fr _ Získáno 24. června 2021. Archivováno z originálu dne 1. března 2021.
7. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Moniko. Rotační rychlosti hvězd B  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 573 . - str. 359 . - doi : 10.1086/340590 . - .
8. ↑ 1 2 3 4 5 Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, VV; Mason, B.D.; Wycoff, G. L.; Urban, SE  Katalog dvojhvězd Tycho  , Astronomie a astrofyzika  : časopis. - 2002. - Sv. 384 . - S. 180-189 . - doi : 10.1051/0004-6361:20011822 . - .
9. ↑ *c Ori -- Young Stellar Object , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=42+Orionis > . Staženo 9. prosince 2019. Archivováno 21. července 2020 na Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 TYC 4774-928-2 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%4011613064&Name=TYC% 204774-928- 2&submit=submit > . Staženo 9. prosince 2019.   
11. ↑ 1 2 42 Orionis  . Alcyone Bright Star Katalog . Staženo 22. června 2020. Archivováno z originálu 17. června 2016.
12. ↑ 12 H.R. 1892 . Katalog jasných hvězd . Staženo 22. června 2020. Archivováno z originálu dne 4. září 2020. (Ruština)
13. ↑ 1 2 42 Orionis  . Průvodce vesmírem . Archivováno z originálu 28. prosince 2019.
14. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; a kol. (2010), Konvence pojmenování používané pro více hvězdných systémů a extrasolárních planet, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ NSV 2318  . GAISH . Archivováno z originálu 22. června 2020.
16. ↑ 1 2 položka katalogu CADARS: recno=  2623 . Katalog hvězdných průměrů (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr _ Staženo: 24. června 2021. . Získáno 2. května 2022. Archivováno z originálu dne 24. června 2020.
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( listopad 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal vol . 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
18. ↑ DA 4: Záznam katalogu Washington Double Star Catalog  . Získáno 22. června 2020. Archivováno z originálu dne 28. března 2016.

Odkazy

• Obrázek 42 Orionu  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr _ Staženo: 24. června 2021.