V380 Orionis
| Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Orión |
| Ascensión recta | 05 h 36 m 25.43150 s [1] |
| Declinación | –06 ° 42 ′ 57.6855 ″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 10,2-10,7 [2] |
| Caracteristicas | |
| Tipo espectral | A1e [3] |
| Tipo variable | Variable de Orión [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 15,40 [5] km / s |
| Movimiento adecuado (μ) | RA: 4,10 ± 3,65 [1] mas / año Dec .: –3,83 ± 2,62 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 2,86 ± 5,02 [1] mas |
| Órbita [6] | |
| Periodo (P) | 104 ± 5 días |
| Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | <1,4 km / s |
| Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) | 18 ± 14 km / s |
| Detalles [6] | |
| Primario | |
| Masa | 2,87 M ☉ |
| Radio | 3 R ☉ |
| Luminosidad | 100 L ☉ |
| La temperatura | 10.500 ± 500 K |
| Metalicidad [Fe / H] | 0.5 des |
| Rotación | 4.31276 días |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 6,7 ± 1,1 km / s |
| Secundario | |
| Masa | 1,6 M ☉ |
| Radio | 2 R ☉ |
| Luminosidad | 3,16 L ☉ |
| La temperatura | 5.500 ± 500 K |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 18,7 ± 3,2 km / s |
| Edad | 2 ± 1 millón de Myr |
| Otras designaciones | |
V380 Ori, BD −06 ° 1253, HIP 26327, WDS J05365-0643 | |
| Referencias de la base de datos | |
| SIMBAD | datos |
V380 Ori es un joven sistema de estrellas múltiples ubicado cerca de la Nebulosa de Orión en la constelación de Orión, que se cree que tiene entre 1 y 3 millones de años. Se encuentra en el centro de NGC 1999 y es la fuente principal que ilumina esta y otras nebulosas de la región.
Sistema
V380 Orionis es un sistema de estrellas múltiples que contiene al menos tres estrellas. También se cree que una estrella fría muy débil a 9 "de distancia está ligada gravitacionalmente, lo que la convierte en un sistema cuádruple jerárquico. Dos fuentes infrarrojas dentro de NGC 1999 se han incluido como compañeras en algunos catálogos, [7] pero no se cree que sean estrellas. [ 8] Cuando se descubrieron, se los denominó V380 Ori-B y V-380 Ori-C, [9] una notación que puede generar confusión. [8]
El componente principal es visible como la estrella variable de décima magnitud en el centro de NGC 1999, conocida como la principal. La interferometría moteada muestra una compañera fría separada por 0,15 ", aproximadamente 62 AU, denominada terciaria. La espectroscopia muestra una tercera estrella con una separación proyectada inferior a 0,33 AU, denominada secundaria. Las dos estrellas más cercanas, la primaria y la terciaria , están rodeadas por un disco circunestelar, casi de canto para los observadores en la Tierra. La cuarta estrella tiene una separación proyectada de 4.000 UA y se aleja de las otras tres. [8]
Se cree que el sistema se formó con las cuatro estrellas juntas, pero interactuó para expulsar a la estrella más pequeña a una órbita inestable pero gravitacionalmente unida hace unos 20.000 años. [8]
Se calcula que la primaria y la secundaria, las dos estrellas más cercanas, orbitan cada 104 días. Las firmas de velocidad radial en el espectro tienen un gran margen de incertidumbre y la órbita está mal definida. La comparación de la relación de masa encontrada en la órbita con las masas asumidas a partir de otras propiedades físicas sugiere que la órbita se ve cerca del polo. [6]
Propiedades
La estrella principal es una estrella Herbig Ae / Be blanca caliente a la que se le han asignado diversos tipos espectrales entre B9 y A1. Tiene una temperatura superficial de 10.500 ± 500 K, es aproximadamente 2,87 veces más masivo que el sol, 3 veces su radio y 100 veces más luminoso. Tiene un campo magnético fuerte que varía cada 4,1 días y se supone que este es el período de rotación de la estrella. Los modelos muestran que el eje de rotación está inclinado 32 grados. [6] Es una estrella variable, considerada una variable de Orión , con desvanecimiento ocasional y otra variabilidad causada por el oscurecimiento del polvo circundante. La magnitud aparente varía irregularmente entre 10,2 y 10,7. [2] Las propiedades de la estrella se calculan en función de su brillo máximo, que se supone que es el menos oscurecido. [6]
La secundaria es una estrella T Tauri , detectada por líneas espectrales distintivas que no podrían ser producidas por la estrella primaria más caliente. que tiene una temperatura superficial de 5.500 ± 500 K, es alrededor de 1,6 veces más masivo que el sol, el doble de su radio y tres veces más luminoso. [6]
La naturaleza del componente terciario es incierta. No se han visto líneas espectrales que se originen en este componente. [6]
La cuarta estrella, a veces llamada V380 Orionis B, es un objeto pequeño y frío de tipo espectral M5 o M6 que es una enana roja o una enana marrón . [8]
Nebulosidad
Una de las estrellas componentes de V380 Orionis parece haber lanzado un chorro polar que ayudó a despejar el agujero en forma de ojo de cerradura en la nebulosa circundante conocida como NGC 1999 . [10] El sistema está rodeado por un arco de choque , la estructura total de más de 17 años luz (5,3 pársecs) de ancho. [8]
Referencias
- ↑ a b c d e van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos" . Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 . S2CID 18759600 .Entrada de catálogo de visir
- ↑ a b de Winter, D .; van den Ancker, ME; Maira, A .; Thé, PS; Djie, HRE Tjin A .; Redondo, I .; et al. (2001). "Un catálogo fotométrico de estrellas de líneas de emisión del sur". Astronomía y Astrofísica . 380 (2): 609-14. arXiv : astro-ph / 0110495 . Bibcode : 2001A y A ... 380..609D . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20011476 . S2CID 13907721 .
- ^ Manoj, P; Bhatt, H. C; Maheswar, G; Muneer, S (2006). "Evolución de la actividad de la línea de emisión en estrellas jóvenes de masa intermedia". El diario astrofísico . 653 (1): 657–674. arXiv : astro-ph / 0608541 . Código bibliográfico : 2006ApJ ... 653..657M . doi : 10.1086 / 508764 . S2CID 17545474 .
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 . Código Bibliográfico : 2009yCat .... 102025S .
- ^ Turon, C .; Creze, M .; Egret, D .; Gomez, A .; Grenon, M .; Jahreiß, H .; Requieme, Y .; Argue, AN; Bec-Borsenberger, A .; Dommanget, J .; Mennessier, MO; Arenou, F .; Chareton, M .; Crifo, F .; Mermilliod, JC; Morin, D .; Nicolet, B .; Nys, O .; Prevot, L .; Rousseau, M .; Perryman, MAC; Arlot, JE; Baglin, A .; Barthes, D .; Baylac, MO; Brosche, P .; Burnet, M .; Delhaye, J .; Dettbarn, C .; et al. (1993). "Versión 2 del Catálogo de entrada HIPPARCOS". Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires . 43 : 5. Código Bibliográfico : 1993BICDS..43 .... 5T .
- ^ a b c d e f g Alecian, E .; Wade, GA; Catala, C .; Bagnulo, S .; Böhm, T .; Bouret, J.-C .; et al. (2009). "Magnetismo y binariedad de la estrella Herbig Ae V380 Ori †". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 400 (1): 354–68. arXiv : 0907.5113 . Código bibliográfico : 2009MNRAS.400..354A . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2009.15460.x . S2CID 6537125 .
- ^ Mason, BD; et al. (2014). "El catálogo de Washington Visual Double Star" . El diario astronómico . 122 (6): 3466–3471. Código bibliográfico : 2001AJ .... 122.3466M . doi : 10.1086 / 323920 .
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- ↑ Corcoran, D .; Ray, TP (1995). "Salidas de Herbig-Haro en la región de V 380 Orionis". Astronomía y Astrofísica . 301 : 729. Bibcode : 1995A & A ... 301..729C .
- ^ "PIA13109: gran agujero revelado en infrarrojos" . Fotoperiodismo . Laboratorio de propulsión a chorro, Instituto de Tecnología de California / NASA. 11 de mayo de 2010 . Consultado el 19 de mayo de 2010 .
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