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V1005 Oriónis

V1005 Orionis es una estrella joven en la constelación ecuatorial de Orión . Tiene el identificador GJ 182 en el catálogo de Gliese–Jahreiß ; V1005 Ori es su designación de estrella variable . Esta estrella es demasiado débil para ser visible a simple vista y tiene una magnitud visual aparente media de 10,1. [3] Se encuentra a una distancia de 79,6 [2] años luz del Sol y se aleja con una velocidad radial de 19,2 km/s. [7] La ​​estrella es un posible miembro del supercúmulo IC 2391 . [14] [15] 

NI Shakhovskaya informó por primera vez sobre la actividad de llamaradas en esta estrella en 1974. [16] BW Bopp encontró líneas de litio anormalmente fuertes en el espectro de GJ 182, una rareza para las estrellas de esta clase y un posible indicador de una estrella muy joven. [17] Junto con F. Espenak , en 1977 Bopp demostró que la estrella mostraba variaciones periódicas similares a BY Draconis . [18] En 1984, Byrne y sus asociados encontraron un período de rotación preliminar de 4,55 días y mostraron que la estrella tenía una tasa de llamarada normal. [1]

La clasificación estelar de V1005 Ori es M0Ve, [5] lo que indica que se trata de una estrella de secuencia principal de tipo M (una "enana roja") con líneas de emisión (e) en su espectro . Está clasificada como variable BY Draconis y UV Ceti , [4] lo que significa que es una estrella magnéticamente activa que exhibe modulación rotacional de manchas estelares y experimenta aumentos repentinos de brillo debido a las llamaradas. [12] Debido a esta actividad, la estrella muestra un bajo nivel de emisión de rayos X. [19] [9] La intensidad del campo magnético de la superficie es2,6 ± 0,6 kG y el campo magnético tiene múltiples polos. [20] Muestra un posible ciclo de actividad con un período de 38 años y una amplitud de 0,13 en magnitud. [21]

Se estima que esta estrella tiene 25 millones de años y actualmente tiene aproximadamente media magnitud por encima de la secuencia principal . Sin embargo, el alto contenido de litio sugiere que puede ser tan joven como entre 10 y 15 millones de años, ya que normalmente se espera que este elemento se agote después de 20 millones de años. Está girando con una velocidad de rotación proyectada de ~9 km/s, y un período de rotación de 4,4 días sugiere que está siendo visto desde cerca del plano ecuatorial. [7] La ​​estrella tiene menos masa, un radio más pequeño y una luminosidad más baja en comparación con el Sol. [9]

V1005 Ori está rodeado por un disco circunestelar de polvo que indica que la formación planetaria está en marcha. [15] Este disco tiene un radio de60  AU , una temperatura media de27 K , y una masa de polvo igual a 3,35 veces la masa de la Luna . [22] En 2001 se identificó un candidato a compañero subestelar, pero se determinó que era un objeto de fondo. [23]

Referencias

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  2. ^ abcde Brown, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Código Bib : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Errata:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Registro Gaia EDR3 para esta fuente en VizieR .
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  4. ^ abc Samus, NN; et al. (2017), "Catálogo general de estrellas variables", Astronomy Reports , 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode :2017ARep...61...80S, doi :10.1134/S1063772917010085, S2CID  125853869.
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