Theta 2 Orionis ( θ 2 Ori ) es un sistema de estrellas múltiples en la constelación de Orion . Está a unos minutos de arco de su vecino más famoso, el Trapezium Cluster , también conocido como θ 1 Orionis.
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
---|---|
Constelación | Orión |
A | |
Ascensión recta | 05 h 35 m 22.90115 s [1] |
Declinación | −05 ° 24 ′ 57.8207 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 5.02 [2] |
B | |
Ascensión recta | 05 h 35 m 26,4018 s [3] |
Declinación | −05 ° 25 ′ 00.720 ″ [3] |
Magnitud aparente (V) | 6.380 [4] |
C | |
Ascensión recta | 05 h 35 m 31.436 s [3] |
Declinación | −05 ° 25 ′ 16,40 ″ [3] |
Magnitud aparente (V) | 8.18 [5] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | O9.5IVp [6] + B0.7V [7] + B5V [8] |
Astrometria | |
Velocidad radial (R v ) | 35,6 [9] km / s |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 2,29 [1] mas / año Diciembre: 0,96 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 2,11 ± 0,41 [1] mas |
Distancia | aprox. 1500 ly (aprox.470 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −4,3 [10] + −2,60 [4] + −0,6 [11] |
Detalles | |
A | |
Masa | 39 [12] M ☉ |
Luminosidad | 107.000 [13] L ☉ |
Temperatura | 34 900 [13] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 133 [7] km / s |
B | |
Masa | 14,8 [4] M ☉ |
Radio | 4.3 [4] R ☉ |
Luminosidad | 12,300 [4] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 4.30 [4] cgs |
Temperatura | 29.300 [4] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 33 [7] km / s |
Edad | <2 [4] Myr |
C | |
Masa | 4.86 [13] M ☉ |
Luminosidad | 616 [13] L ☉ |
Temperatura | 13,800 [13] K |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 78 [14] km / s |
Edad | <1 [14] Myr |
Otras designaciones | |
θ 2 Ori, STF 4016, WDS J05354-0525, ADS 4188 | |
θ 2 Ori A : 43 Ori, HR 1897, BD −05 ° 1319, HD 37041, SAO 132321, HIP 26235, CCDM 05353-0524E | |
θ 2 Ori B : BD −05 ° 1320, HD 37042, SAO 132322, CCDM 05353-0524F | |
θ 2 Ori C : V361 Ori, BD −05 ° 1326, HD 37062, SAO 132329, S 490A, CCDM 05353-0524G | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
datos2 | |
datos3 |
Componentes
θ 2 Orionis consta de tres estrellas en una línea, cada una aproximadamente a un minuto de arco de la siguiente. Además de los conocidos tres estrellas, el Catálogo de Washington Double Star enumera confusamente un componente D que en realidad es θ 1 Orionis C . [15]
Hay otra estrella más brillante que la décima magnitud en la región. V1073 Orionis es una variable de Orion B9.5 que forma un triángulo equilátero con θ 2 Ori B y C.
Curiosamente, θ 2 Orionis C tiene una segunda entrada en el Washington Double Star Catalog bajo el nombre S490. El compañero es de décima magnitud y en realidad se encuentra entre θ 2 Ori B y V1073 Ori. [15]
θ 1 Orionis, el conocido cúmulo de Trapecio, está a solo 2 minutos de arco de θ 2 Orionis A. A pesar de los nombres, θ 2 Orionis A es marginalmente más brillante que la estrella más brillante del Trapecio. El Catálogo de Componentes de Estrellas Dobles y Múltiples incluye las estrellas de θ 1 y θ 2 Ori dentro del mismo sistema de 13 componentes.
Hay docenas de estrellas mucho más débiles en el mismo campo, muchas de ellas estrellas anteriores a la secuencia principal que aún se están formando a partir del Complejo de Nube Molecular de Orión .
Propiedades
El componente primario A aparece como una subgigante de clase O de quinta magnitud más de 100.000 veces más luminosa que el sol. El tipo espectral sugiere que se está alejando de la secuencia principal , aunque se cree que tiene menos de 2 millones de años. Las peculiaridades espectrales pueden estar relacionadas con compañeros cercanos o podrían ser causadas por la extrema juventud de la estrella.
El componente B de sexta magnitud es una estrella de secuencia principal B temprana de casi 30.000 K y más de 10.000 veces la luminosidad del sol.
El componente C es otra estrella de secuencia principal de clase B, pero más fría y con menos de mil veces la luminosidad del sol.
θ 2 Sistema Orionis A
θ 2 Orionis A es en sí mismo un sistema de estrellas triples . Se observó que sus líneas espectrales cambiaban de posición periódicamente, lo que indicaba un movimiento orbital. La primera órbita se derivó en 1924, lo que indica un período de 21 días. y una órbita bastante excéntrica. [dieciséis]
La interferometría moteada ha resuelto una compañera a aproximadamente 0,3 "de distancia, alrededor de 147 AU. La espectroscopia de alta resolución muestra que hay una compañera aún más cercana, a solo 0,47 AU de la primaria, para un total de tres estrellas. Se cree que ambas compañeras son primeras A o B tardío con masas de 7-9 M ☉ . Esto ayuda a explicar la gran masa y luminosidad visual de una estrella O9.5 a esta distancia. Las tres estrellas juntas tienen casi la misma masa que la O5.5 θ 1 Orionis C y visualmente son aún más brillantes. [17]
θ 2 Orionis A también muestra una inexplicable emisión de rayos X rápidamente variable. Los rayos X no se pueden explicar como mecanismos estándar como los vientos en colisión o las emisiones coronales de un compañero invisible. [12]
Referencias
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