stringtranslate.com

Iota Orionis

Iota Orionis ( ι Orionis , abreviado ι Ori ) es un sistema estelar múltiple 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 la Espada de Orión . Es miembro del cúmulo 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 .

El sistema tiene tres componentes visibles designados Iota Orionis A, B y C. Iota Orionis A también se ha resuelto mediante interferometría de moteado y también es un sistema binario espectroscópico masivo , con componentes Iota Orionis Aa1 (oficialmente llamado Hatysa / h ɑː ˈ t iː s ə / ) , Aa2 y Ab.

Nomenclatura

ι Orionis ( latinizado como Iota Orionis ) es la designación 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 Catálogo de Multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples, 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 este nombre se utiliza poco. [13] [14] [15] Desde el Atlas Coeli de Antonín Bečvář de 1951 , lleva el nombre propio de Hatysa . Kunitzsch no pudo encontrar una fuente más antigua para este último nombre. [16]

En 2016, la UAI 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 a 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 UAI. [19]

Iota Orionis B es una estrella variable y en 2011 se le dio la designación de estrella variable V2451 Orionis. [6]

Distancia

ι Orionis es la estrella brillante a la derecha (sur) de la Nebulosa de Orión .

Iota Orionis tiene una paralaje de1,40 ± 0,22  mas en la nueva reducción de Hipparcos , [1] indicando una distancia alrededor700  pc . La paralaje de Hipparcos publicada anteriormente era2,46 ± 0,77 mas , lo que sugiere una distancia más cercana. [20] Gaia Data Release 2 tiene paralajes individuales para los dos componentes más débiles del sistema estelar Iota Orionis de2,3839 ± 0,0810 mas y2,5321 ± 0,0484 mas , [21] [22] indicando distancias de419 piezas y395 pc respectivamente, con márgenes de error de apenas unos pocos parsecs. No hay duda de que las tres estrellas están a la misma distancia. [3] [8]

Generalmente se supone que Iota Orionis está asociada con el cúmulo abierto NGC 1980, que se encuentra a una distancia de alrededor de400 pc . Sin embargo, es posible que no se encuentren exactamente a la misma distancia e Iota Orionis puede tener una historia compleja que incluya encuentros estelares y estrellas fugitivas. [23] NGC 1980 contiene pocas estrellas brillantes aparte de Iota Orionis. Solo otras dieciocho estrellas se consideran miembros en un estudio hasta la magnitud 14, la mayoría de ellas alrededor de la magnitud 9, pero incluidas las estrellas de quinta magnitud HR 1886 y 1887. [24 ]

Propiedades

Iota Orionis está dominada por la estrella múltiple Iota Orionis A. Está claramente identificada como un binario espectroscópico de doble línea cuyos componentes son una estrella de clase estelar O9 III ( gigante azul ) y una estrella de 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 sufrir 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 fugitivas expulsadas. [3] [26] Un tercer componenteSe ha identificado a 155  mas de distancia mediante interferometría de moteado y probablemente es 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 una 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 resulta en que irradia más de 8.000 veces más energía que el Sol.

Iota Orionis B es una gigante B8 de 11" (aproximadamente 5.000 UA [9] ) que ha demostrado ser variable y probablemente sea un objeto estelar joven . [5] También es una estrella químicamente peculiar débil al helio . [27] La ​​más débil Iota Orionis C es una estrella A0 de 49". [28]

Referencias

  1. ^ abcdef van Leeuwen, F. (noviembre de 2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode :2007A&A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abc Nicolet, B. (1978). "Catálogo fotoeléctrico fotométrico de medidas homogéneas en el sistema UBV". Serie de suplementos de astronomía y astrofísica . 34 : 1–49. Código Bibliográfico :1978A&AS...34....1N.
  3. ^ abcdefghijk Bagnuolo, William G. Jr.; et al. (junio de 2001). "ι Orionis: evidencia de un binario de origen de captura". La revista astrofísica . 554 (1): 362–367. Código bibliográfico : 2001ApJ...554..362B. doi : 10.1086/321367 .
  4. ^ abc Maíz Apellániz, J.; Barbá, RH (2020). "Espectroscopia espacialmente resuelta de sistemas binarios visuales masivos cercanos con HST/STIS". Astronomía y Astrofísica . 636 : A28. arXiv : 2002.12149 . doi :10.1051/0004-6361/202037730. S2CID  211532687.
  5. ^ ab Abt, Helmut A. (2008). "Múltiples visuales. IX. Tipos espectrales MK". The Astrophysical Journal Supplement Series . 176 (1): 216–217. Bibcode :2008ApJS..176..216A. doi : 10.1086/525529 .
  6. ^ ab Kazarovets, EV; Samus, NN; Durlevich, OV; Kireeva, NN; Pastukhova, EN (2011). "La 80.ª lista de nombres de estrellas variables. Parte I - RA 0h a 6h". Boletín informativo sobre Estrellas Variables . 5969 : 1. Código bibliográfico : 2011IBVS.5969....1K.
  7. ^ Evans, DS (20-24 de junio de 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (eds.). "La revisión del Catálogo general de velocidades radiales". Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio IAU No. 30 . 30 . Universidad de Toronto: Unión Astronómica Internacional : 57. Bibcode :1967IAUS...30...57E.
  8. ^ abcdefgh Marchenko, Sergey V.; Rauw, Gregor; Antokhina, Eleonora A.; Antokhin, Igor I.; Ballereau, Dominique; Chauville, Jacques; Corcoran, Michael F.; Costero, Rafael; Echevarría, Juan; Eversberg, Thomas; Gayley, Ken G.; Koenigsberger, Gloria ; Miroshnichenko, Anatoly S.; Moffat, Anthony FJ; Morrell, Nidia I.; Morrison, Nancy D.; Mulliss, Christopher L.; Pittard, Julian M.; Stevens, Ian R.; Vreux, Jean-Marie; Zorec, Jean (2000). "Monitoreo coordinado del sistema binario excéntrico de estrellas O Iota Orionis: espectroscopia óptica y fotometría". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 317 (2): 333. Código Bibliográfico :2000MNRAS.317..333M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03542.x .
  9. ^ abcde Conti, PS; Loonen, JP (1970). "Análisis aproximado de la estrella B débil por helio Iota Ori B". Astronomía y Astrofísica . 8 : 197. Bibcode :1970A&A.....8..197C.
  10. ^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970). "Catálogo de velocidades rotacionales de las estrellas". Contribuciones del Instituto de Astrofísica y el Observatorio Kwasan . Universidad de Kioto . Bibcode :1970crvs.book.....U.
  11. ^ ab "Catálogo de estrellas múltiples". Archivado desde el original el 22 de enero de 2021. Consultado el 17 de enero de 2021 .
  12. ^ Hessman, FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para sistemas estelares múltiples y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  13. ^ Allen, Richard Hinckley (1899). Nombres de estrellas y sus significados. GE Stechert. pág. 317.
  14. ^ Hoffleit, D. "Catálogo Bright Star, quinta edición revisada (nota)". ViziR . Centre de Données astronomiques de Estrasburgo . Consultado el 28 de octubre de 2018 .
  15. ^ Bakich, Michael E. (1995). La guía de Cambridge para las constelaciones . Cambridge University Press . pág. 120. ISBN 0-521-44921-9.
  16. ^ Kunitzsch, Paul; Smart, Tim (2006). Diccionario de nombres de estrellas modernas . Sky Publishing. pág. 62. ISBN 1-931559-44-9.
  17. ^ "Grupo de trabajo de la UAI sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  18. ^ "Informe trienal del Grupo de Trabajo (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . p. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  19. ^ "Naming Stars" (Dar nombre a las estrellas). IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  20. ^ Perryman, MAC ; et al. (1997). "El catálogo de Hipparcos". Astronomía y astrofísica . 323 : L49–L52. Código Bibliográfico :1997A&A...323L..49P.
  21. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  22. ^ Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades del estudio". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  23. ^ Kounkel, Marina; Hartmann, Lee; Calvet, Nuria ; Megeath, Tom (2017). "Caracterización de la población estelar de NGC 1980". The Astronomical Journal . 154 (1): 29. arXiv : 1705.07922 . Código Bibliográfico :2017AJ....154...29K. doi : 10.3847/1538-3881/aa74df . S2CID  119428410.
  24. ^ Kharchenko, NV; Piskunov, AE; Röser, S.; Schilbach, E.; Scholz, R.-D. (2004). "Suplementos astrofísicos al ASCC-2.5. II. Probabilidades de pertenencia en 520 áreas de cielo abierto de cúmulos galácticos". Astronomische Nachrichten . 325 (9): 740. Bibcode :2004AN....325..740K. doi :10.1002/asna.200410256.
  25. ^ Morgan, WW; Abt, Helmut A.; Tapscott, JW (1978). Atlas espectral MK revisado para estrellas anteriores al sol . Código Bibliográfico :1978rmsa.book.....M.
  26. ^ Hoogerwerf, R.; De Bruijne, JHJ; De Zeeuw, PT (2001). "Sobre el origen de las estrellas de tipo O y B con altas velocidades". Astronomía y Astrofísica . 365 (2): 49–77. arXiv : astro-ph/0010057 . Código Bib : 2001A y A...365...49H. doi : 10.1051/0004-6361:20000014 .
  27. ^ Renson, P.; Manfroid, J. (2009). "Catálogo de estrellas Ap, HGMN y Am". Astronomía y Astrofísica . 498 (3): 961. Bibcode :2009A&A...498..961R. doi : 10.1051/0004-6361/200810788 .
  28. ^ Parenago, PP (1954). "Untersuchung der Sterne im Gebiet des Orion-Nebels. Tabelle III: Katalog der genauen Positionen. (Bestimmung von photographischen Beobachtungen)". Publ. Astro. Inst. Sternberg . 25 : 393. Código bibliográfico : 1954TrSht..25....1P.

Enlaces externos