Iota Orionis ( ι Orionis , abreviado ι Ori ) es un sistema de estrellas múltiples en la constelación ecuatorial de Orión el cazador. Es el octavo miembro más brillante de Orión con una magnitud visual aparente de 2,77 y también el miembro más brillante del asterismo conocido como Espada de Orión . Es miembro del clúster abierto NGC 1980 . A partir de las mediciones de paralaje , se encuentra a una distancia de aproximadamente 1.340 años luz (412 parsecs ) del Sol .
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Constelación | Orión |
Ascensión recta | 05 h 35 m 25.98191 s [1] |
Declinación | –05 ° 54 ′ 35,6435 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 2,77 [2] |
Caracteristicas | |
ι Orionis A | |
Tipo espectral | O9 III + B0.8 III / IV [3] + B2: IV: [4] |
Índice de color U − B | –1,08 [2] |
Índice de color B − V | –0,24 [2] |
ι Orionis B | |
Tipo espectral | B8 III [5] |
Tipo variable | Orión [6] |
Astrometria | |
ι Orionis A | |
Velocidad radial (R v ) | 21,5 [7] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: +1,42 [1] mas / año Diciembre: –0,46 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 1,40 ± 0,22 [1] mas |
Distancia | 412+14 −13[4] pc |
Órbita [3] [8] | |
Primario | ι Orionis Aa1 |
Compañero | ι Orionis Aa2 |
Periodo (P) | 29.1338 días |
Semieje mayor (a) | 132 R ☉ |
Excentricidad (e) | 0,764 |
Inclinación (i) | ~ 60 ° |
Época del periastrón (T) | 2,450,072.80 HJD |
Detalles | |
ι Ori Aa1 | |
Masa | 23,1 [8] M ☉ |
Radio | 8.3 [8] R ☉ |
Luminosidad | 68.000 [8] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3,73 [3] cgs |
Temperatura | 32.500 [3] K |
Metalicidad [Fe / H] | +0,10 [9] dex |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 122 [10] km / s |
Edad | 4.0–5.5 [3] Myr |
ι Ori Aa2 | |
Masa | 13,1 [8] M ☉ |
Radio | 5.4 [8] R ☉ |
Luminosidad | 8.630 [8] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 3,78 [3] cgs |
Temperatura | 27 000 [3] K |
Edad | 9,4 ± 1,5 [3] Myr |
ι Ori B | |
Masa | 5.12 [11] M ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.0 [9] cgs |
Temperatura | 18 000 [9] K |
Edad | ~ 3 [9] Myr |
Otras designaciones | |
Hatysa, ι Orionis, Na'ir al Saif, Hatsya, BD −06 ° 1241, FK5 209, SAO 132323, ADS 4193, WDS J05354-0555 | |
ι Ori A : 44 Orionis, HD 37043, HIP 26241, HR 1899, 2MASS J05352597-0554357 | |
ι Ori B : V2451 Ori, 2MASS J05352645-0554445 | |
ι Ori C : 2MASS J05352920-0554471 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | ι Ori |
ι Ori B | |
ι Ori C |
El sistema tiene tres componentes visibles designados hatysa A, B y C. hatysa A también ha sido resuelto utilizando interferometría de moteado y es también una masiva binaria espectroscópica , con componentes hatysa Aa1 (nombre oficial Hatysa / h ɑː t i s ə / ), Aa2 y Ab.
Nomenclatura
ι Orionis ( latinizado a Iota Orionis ) es la designación de Bayer del sistema . Las designaciones de los tres constituyentes como Iota Orionis A , B y C , y las de los componentes de A - Iota Orionis Aa1 , Aa2 y Ab - derivan de la convención utilizada por el Washington Multiplicity Catalog (WMC) para múltiples sistemas estelares, y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU). [12]
El sistema tiene el nombre tradicional Nair al Saif , del árabe نير السيف nayyir as-sayf "el Brillante de la Espada", aunque se usa poco. [13] [14] [15] Desde el Atlas Coeli de 1951 de Bečvář , ha recibido el nombre propio Hatysa . Kunitzsch no pudo encontrar una fuente más antigua para el último nombre. [dieciséis]
En 2016, la IAU organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) [17] para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de sistemas múltiples completos . [18] Aprobó el nombre Hatysa para el componente Iota Orionis Aa el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU. [19]
Iota Orionis B es una estrella variable y en 2011 se le dio la designación de estrella variable V2451 Orionis. [6]
Distancia
Iota Orionis tiene un paralaje de 1,40 ± 0,22 mas en la nueva reducción de Hipparcos , [1] indicando una distancia alrededor700 uds . El paralaje de Hipparcos publicado anteriormente fue2,46 ± 0,77 ms , lo que sugiere una distancia más cercana. [20] Gaia Data Release 2 tiene paralaje individuales para los dos componentes más débiles del sistema estelar Iota Orionis de2.3839 ± 0.0810 mas y2.5321 ± 0.0484 mas , [21] [22] indica distancias de419 pc y395 pc respectivamente, con márgenes de error de unos pocos parsecs. Hay pocas dudas de que las tres estrellas están a la misma distancia. [3] [8]
Se asume generalmente que Iota Orionis está asociado con el cúmulo abierto NGC 1980, que se encuentra a una distancia de alrededor de 400 uds . Sin embargo, es posible que no se encuentren exactamente a la misma distancia e Iota Orionis puede tener una historia compleja que involucre encuentros estelares y estrellas fuera de control. [23] NGC 1980 contiene pocas estrellas brillantes además de Iota Orionis. Solo otras dieciocho estrellas se consideran miembros en una encuesta hasta la magnitud 14, la mayoría de ellas alrededor de la magnitud 9, pero incluidas las estrellas de magnitud 5 HR 1886 y 1887 . [24]
Propiedades
Iota Orionis está dominada por la estrella múltiple Iota Orionis A. Se identifica claramente como un binario espectroscópico de doble línea cuyos componentes son una estrella estelar clase O9 III ( gigante azul ) y una estrella clase B0.8 III / IV aproximadamente 2 magnitudes más débil . [3] El tipo espectral combinado ha sido aceptado durante mucho tiempo como O9 III y fue catalogado como una estrella estándar para ese tipo. [25] La colisión de los vientos estelares de este par hace que el sistema sea una fuerte fuente de rayos X. Curiosamente, los dos objetos de este sistema parecen tener diferentes edades, siendo el secundario aproximadamente el doble de la edad del primario. En combinación con la alta excentricidad (e = 0,764) de su órbita de 29 días, esto sugiere que el sistema binario se creó a través de una captura, en lugar de formarse juntos y someterse a una transferencia de masa. Esta captura puede haber ocurrido, por ejemplo, a través de un encuentro entre dos sistemas binarios, con una estrella donada de cada binario y dos estrellas fuera de control expulsadas. [3] [26] Un tercer componenteSe ha identificado 155 ms de distancia mediante interferometría moteada y probablemente sea una subgigante B2. [4] [11]
El componente principal de Iota Orionis A es una estrella gigante de clase O con una masa de aproximadamente 23 M ☉ . Tiene una temperatura superficial de32.500 K y un radio de 8,3 R ☉ , lo que da como resultado una luminosidad bolométrica de 68.000 L ☉ . Se calcula que tiene alrededor de nueve millones de años. La estrella secundaria del par binario espectroscópico es un gigante o subgigante de clase B con una masa de aproximadamente 13 M ☉ . Tiene una temperatura de27.000 K y un radio de 5,4 R ☉ , lo que hace que irradie más de 8.000 veces más energía que el sol.
Iota Orionis B es un gigante B8 de 11 "(aproximadamente 5.000 AU [9] ) que se ha demostrado que es variable, y es probable que sea un objeto estelar joven . [5] También es una estrella químicamente peculiar, débil en helio . [ 27] El Iota Orionis C, más tenue, es una estrella A0 de 49 ". [28]
Referencias
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enlaces externos
- Iota Orionis por el Dr. Jim Kaler.
- Entrada de la enciclopedia de David Darling