42 Orion

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , lyhenne 42 Ori, c Ori ) on tähti päiväntasaajan tähdistössä Orion . Tähden näennäinen magnitudi on +4,59 m [2] [11] ja Bortlen asteikon mukaan tähti on nähtävissä paljaalla silmällä esikaupunkien / kaupunkien siirtymätaivaalla .  42 Orionista ympäröi NGC 1977 -sumu , joka on yksi pienemmistä nimettyjen sumuryhmistä , aivan Orionin sumun pohjoispuolella . 42 Orionis on tähti, joka virittää tähtienvälisiä pölyatomeja ja valaisee NGC 1977 -sumua .

Hipparcos -lennolla [1] saatujen parallaksimittausten perusteella tiedetään, että tähti on noin 900  ly:n päässä . vuotta ( 270  kpl ) Maasta . Tähti havaitaan 86 ° N eteläpuolella. sh. eli se on näkyvissä lähes koko asutun maan alueella , lukuun ottamatta arktisen alueen napa-alueita . Paras havaintoaika on joulukuu [12] .

Tähti 42 Orionis liikkuu melko nopeasti aurinkoon nähden : sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on 30  km/s [12] , mikä on kolme kertaa Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeus , ja se tarkoittaa myös, että tähti liikkuu. pois auringosta . Taivaalla tähti liikkuu kaakkoon [13] ja kulkee taivaanpallon läpi 8,4 mas vuodessa.

Tähden nimi

c Orionis ( lat .  c Orionis ) on tähdelle vuonna 1603 annettu Bayer-nimitys [13] . 42 Orionis ( lat .  42 Orionis ) on Flamsteedin nimitys .

Komponenttien nimet 42 Orion Aa, Ab ja AB ovat seurausta Washingtonin Visual Double Star Catalogin (WDS) tähtijärjestelmistä käyttämästä ja International Astronomical Unionin (IAU) hyväksymästä käytännöstä [14] .

42 Orion -monitoimijärjestelmän ominaisuudet

Pari 42 Orioni Aa ja 42 Orioni Ab ovat kaksoitähti , jonka komponentit erotetaan toisistaan ​​0,163  ″ [5] kulmaetäisyydellä , mikä vastaa 80,7 vuoden kiertoratajaksoa [5] ja puolisuurta  . kiertoradan akseli seuralaisten välillä on vähintään 38,4  a.u. (vertailun vuoksi Pluton kiertoradan säde  on 39,48  AU ja vallankumousjakso 247,92 vuotta ). Pari 42 Orioni Aa-Ab ja 42 Orioni B ovat kolminkertainen tähti , jossa komponentit on erotettu toisistaan ​​1,2  ″ [5] kulmaetäisyydellä , mikä vastaa 1454 vuoden kiertoaikaa [5] ja puolitähtiä  . -kumppaneiden välisen kiertoradan pääakseli , vähintään 303,7  AU .

Jos katsomme 42 Orion Aa:n sivulta 42 Orion Ab:hen, niin näemme valkosinisen tähden, joka loistaa kirkkaudella –24,51 m eli kirkkaudella 0,13  . Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on - ~ 0,09 ° [b] , mikä on 17,7 % aurinkomme halkaisijasta . Jos katsomme 42 Orion Ab:n sivulta 42 Orion Aa, niin näemme myös valkosinisen tähden, joka loistaa kirkkaudella –25,91 m eli kirkkaudella 0,46  . Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on ~0,046° [b] , mikä on 9,1 % aurinkomme halkaisijasta .

Jos katsomme, katsomme parin 42 Orion Aa-Ab sivulta 42 Orion B:hen, niin näemme myös valkosinisen tähden, joka loistaa kirkkaudella -18,8 m eli kirkkaudella 256 täysikuuta . _ Lisäksi tähden kulmakoko (keskimäärin) on ~4,74 mas [b] , mikä on 0,95 % aurinkomme halkaisijasta . Ja päinvastoin, jos katsomme 42 Orion B -komponentin läheisyydestä 42 Orion Aa-Ab:hen, niin näemme parin valkosinisiä tähtiä, joiden kokonaiskirkkaus on −21,72 m (eli 3898 täysikuun kirkkaus ) . Lisäksi 42 Orion Aa loistaa kirkkaudella -21,42 m (eli kirkkaudella 2957 täysikuuta ) ja 42 Orion Ab:n komponentti -20,02 m (eli kirkkaudella). 814 täysikuuta ) , vastaavasti. Lisäksi tähtien kulmakoko (keskimäärin) on - ~ 11,23 [b] ja ~ 5,76 mas [b] , eli tähden kulmakoko on 2,2% ja 1,15% meidän kulmakoosta. Sun vastaavasti. Tässä tapauksessa tähtien välinen suurin kulmaetäisyys on 14,4 °.

42 Orionis osoittaa pientä vaihtelua [15] : havaintojen aikana tähden kirkkaus vaihtelee 0,10 m , muuttuen 5,52 m :stä 5,62 metriin , ilman jaksollisuutta (todennäköisimmin tähdellä on useita jaksoja), muuttujan tyyppi ei myöskään ole päättänyt.

Aa komponentin ominaisuudet

42 Orion Aa - spektrityypistä B1V [5] päätellen tähti on spektrityypin B kääpiö , mikä viittaa siihen , että tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", eli tähti on pääsekvenssissä . Tähden massa on pieni (noin 30 %) spektriluokkaansa nähden ja on 8,69  [5] . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 20 000  K , mikä antaa sille tyypillisen sinivalkoisen värin.

Tähden suuren kirkkauden vuoksi sen säde voidaan mitata suoraan, ja tanskalainen tähtitieteilijä Einar Hertzsprung teki tällaisen yrityksen vuonna 1922 [16] , mutta koska tähti oli binääritähti, ja myös siksi, että se oli tähtien muodostusalue, jossa on runsaasti jättiläisiä molekyylipilviä , sitten säteen mittaus tapahtui suurilla virheillä. Tämän mittauksen tiedot on annettu taulukossa:

tähden nimi	vuosi	m	Spektri	D ( mas )	R abs ( )	Comm.
42 Orion	1922	4.65	B3	0.4	3.6	[16]

Tiedämme nyt, että B1V- tähden säteen tulisi olla 6,4  [17] . Stefan-Boltzmannin lain mukaan tähden kirkkauden tulisi olla 5900  . 42 Orionin pyörimisnopeus ylittää auringon nopeuden lähes 10 kertaa ja on 20  km/s [7] , mikä antaa tähden pyörimisjaksoksi 16,6 päivää.

Tähden nykyistä ikää ei mitata suoraan, mutta tähdet, joiden massa on 8,69  [5] , tiedetään elävän pääsarjassa noin 23,5  miljoonaa vuotta , mikä asettaa tähtien iän ylärajan. 42 Orionis on rajalla, joka on 8-12 ,  jolloin tähti voi räjähtää supernovana . Jos näin ei tapahdu, tähdestä tulee punainen jättiläinen , ja sitten ulkokuoret pudottamalla siitä tulee erittäin massiivinen valkoinen kääpiö .

Ab-komponentin ominaisuudet

42 Orionis Ab - sen massasta päätellen, joka on 4,55  [5]  - tähti on spektrityypin B7V kääpiö [17] , mikä osoittaa, että tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", joka on, tähti on pääsarjassa . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 12400 K  [ 17] , mikä antaa sille tyypillisen sinivalkoisen värin.

Spektrityypin B7V tähden säteen tulisi olla 3,28  [17] . Stefan-Boltzmannin lain mukaan tähden kirkkauden tulisi olla 228  .

Tähden nykyistä ikää ei mitata suoraan, mutta 4,55  :n [5] massaisten tähtien tiedetään elävän pääsarjassa noin 144  miljoonaa vuotta , mikä asettaa tähtien iän ylärajan. Tähdestä tulee sitten punainen jättiläinen , ja sitten ulkokuorensa luopuessa siitä tulee melko massiivinen valkoinen kääpiö .

Komponentin B ominaisuudet

42 Orionis B - sen massasta päätellen, joka on 3,04  [5]  - tähti on spektrityypin B9V kääpiö [17] , mikä osoittaa, että tähden ytimessä oleva vety on ydin "polttoainetta", joka on, tähti on pääsarjassa . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästä tehokkaassa lämpötilassa noin 10 600  K [17] , mikä antaa sille tyypillisen sinivalkoisen värin.

Spektrityypin B9V tähden säteen tulee olla 2,7  [17] . Stefan-Boltzmannin lain mukaan tähden kirkkauden tulisi olla 82,5  .

Tähden nykyistä ikää ei mitata suoraan, mutta tähdet, joiden massa on 3,04  [5] , tiedetään elävän pääsarjassa noin 445  miljoonaa vuotta , mikä asettaa ylärajan tähden ikään. Tähdestä tulee sitten punainen jättiläinen , ja sitten ulkokuorensa luopuessa siitä tulee melko massiivinen valkoinen kääpiö .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

42 Orionis on nuori tähti Orionissa , jota havaittiin korkealla kulmaresoluutiolla vasta vuonna 2001. Vuonna 1848 englantilainen tähtitieteilijä W. Daves löysi 42 Orionin kaksinaisuuden , eli hän löysi B-komponentin ja tähdet sisällytettiin luetteloihin nimellä DA 4 [c] . Vuonna 2005 venäläisen tähtitieteilijän A. Tokovninin johtama tutkijaryhmä havaitsi vuoden 1979 muistiinpanojen perusteella A-komponentin kaksinaisuuden ja tähdet sisällytettiin luetteloihin TOK 430 [d] .

Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [18] [11] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä 42 Orion Aa on 2 satelliittia:

• komponentti Ab, kuudennen magnitudin tähti, joka sijaitsee 0,163  kaarisekunnin kulmaetäisyydellä ja tähden pyörimisjakso on 80,7  vuotta [5] ;
• komponentti B, 8. magnitudi tähti, joka sijaitsee 1,2  kaarisekunnin kulmaetäisyydellä , on luetteloitu numerolla TYC 4774-928-2 [10] . Tähdellä ei ole tunnettua parallaksia , mutta muista lähteistä tiedetään, että tähti kuuluu 42-Orion-järjestelmään ja sen kiertoaika on 1454  vuotta [5] .

Muistiinpanot

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ 1 2 3 4 5 Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa R S on tähden säde ilmaistuna a.u. ; d S on etäisyys tähdestä AU :na ilmaistuna .
3. ↑ DA - linkki W. Davesin luetteloon , 4 - luettelon numero
4. ↑ TOK - linkki A. Tokovninin luetteloon, 430 - luettelon numero

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ), Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics  (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664 , DOI 10.1051/664. 
2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR VizieR Online Data Catalog: Katalogi tähtifotometriasta Johnsonin 11-värijärjestelmässä  // VizieR  :  päiväkirja. - 2002. - Voi. 2237 . - .
3. ↑ Gontcharov, GA Pulkovo Kokoelma säteittäisnopeuksista 35 495 Hipparcos-tähdelle yhteisessä järjestelmässä  (englanniksi)  // Astronomy Letters  : Journal. - 2006. - Voi. 32 , ei. 11 . - s. 759 . - doi : 10.1134/S1063773706110065 . - . - arXiv : 1606.08053 .
4. ↑ Hoffleit, D.; Warren, WH VizieR Online Data Catalog: Bright Star Catalogue, 5th Revised Edition. (Hoffleit+, 1991)  (englanti)  // VizieR Online Data Catalog : V/50. Alkuperäinen julkaisu: 1964BS....C......0H : Journal. - 1995. - Voi. 5050 . — .
5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 Multiple Star Catalog (HIP => 26237)  (englanniksi) . A.Tokovinin. Haettu 22. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 23. kesäkuuta 2020.
6. ↑ Hohle, MM; Neuhauser, R.; Schutz, BF O- ja B-tyypin tähtien ja punaisten superjättiläisten massat ja luminositeetit  (englanti)  // Astronomische Nachrichten  : Journal. - Wiley-VCH , 2010. - Voi. 331 , no. 4 . - s. 349 . - doi : 10.1002/asna.200911355 . - . - arXiv : 1003.2335 . Visiiriluettelomerkintä  (fr.) . vizier.u-strasbg.fr . Haettu 24. kesäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 1. maaliskuuta 2021.
7. ↑ 1 2 Abt, Helmut A.; Levato, Hugo; Grosso, Monica. B-tähden pyörimisnopeudet  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 573 . - s. 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 Tycho  - kaksoistähtiluettelo  , Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2002. - Voi. 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 > . Haettu 9. joulukuuta 2019. Arkistoitu 21. heinäkuuta 2020 Wayback Machinessa   
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% 2048-74- 2&submit=submit > . Haettu 9.12.2019.   
11. ↑ 1 2 42 Orionis  . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 22. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 17. kesäkuuta 2016.
12. ↑ 12 H.R. 1892 . Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 22. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 4. syyskuuta 2020. (Venäjän kieli)
13. ↑ 1 2 42 Orionis  . Universumin opas . Arkistoitu alkuperäisestä 28. joulukuuta 2019.
14. ↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et ai. (2010), Monille tähtijärjestelmille ja Auringon ulkopuolisille planeetoille käytetystä nimeämiskäytännöstä arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
15. ↑ NSV 2318  . GAISH . Arkistoitu alkuperäisestä 22.6.2020.
16. ↑ 1 2 CADARS-luettelomerkintä: recno=  2623 . Tähtien halkaisijoiden luettelo (CADARS)  (fr.) . webviz.u-strasbg.fr . Haettu: 24.6.2021 . Haettu 2. toukokuuta 2022. Arkistoitu alkuperäisestä 24. kesäkuuta 2020.
17. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Silaj , J.; Jones, C.E.; Sigut, TAA & Tycner, C. ( marraskuu 2014), The Hα Profiles of Be Shell Stars , The Astrophysical Journal, osa 795 (1): 12, 82 , DOI 10.1088/0004-637X/795/1/82   
18. ↑ DA 4: Washington Double Star -luettelomerkintä  . Haettu 22. kesäkuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 28. maaliskuuta 2016.

Linkit

• Kuva 42 Orionista  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr . Haettu: 24.6.2021.