stringtranslate.com

Iota Oriónis

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 Espada de Orión . Es miembro del cúmulo abierto NGC 1980 . Según las mediciones de paralaje , se encuentra a una distancia de aproximadamente 1.340 años luz (412 pársecs ) del Sol .

El sistema tiene tres componentes visibles designados Iota Orionis A, B y C. Iota Orionis A también se ha resuelto mediante interferometría moteada y también es un 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 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 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 se utiliza poco. [13] [14] [15] Desde el Atlas Coeli de 1951 de Antonín Bečvář , lleva el nombre propio Hatysa . Kunitzsch no pudo encontrar una fuente más antigua para este 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 recibió 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 un paralaje de1,40 ± 0,22  mas en la nueva reducción de Hipparcos , [1] indicando una distancia alrededor700  ud . El paralaje de Hipparcos publicado anteriormente fue2,46 ± 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] que indica distancias de419 pc 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 aproximadamente400 ud . Sin embargo, es posible que no se encuentren exactamente a la misma distancia e Iota Orionis puede tener una historia compleja que involucra encuentros estelares y estrellas descontroladas. [23] NGC 1980 contiene pocas estrellas brillantes además de Iota Orionis. Sólo 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 magnitud 5 HR 1886 y 1887 . [24]

Propiedades

Iota Orionis está dominada por la estrella múltiple Iota Orionis A. Está claramente identificada como una binaria espectroscópica de doble línea cuyos componentes son una estrella estelar de clase 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 convierte al sistema en una potente fuente de rayos X. Curiosamente, los dos objetos de este sistema parecen tener edades diferentes: el secundario tiene aproximadamente el doble de edad que el primario. En combinación con la alta excentricidad (e=0,764) de su órbita de 29 días, esto sugiere que el sistema binario se creó mediante 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 componenteA 155  mas de distancia se ha identificado 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 radio de 8,3  R ☉ , lo que da como resultado una luminosidad bolométrica de 68.000  L ☉ . Se calcula que tiene unos 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 hace que irradie más de 8.000 veces más energía que el sol.

Iota Orionis B es un gigante B8 de 11" (aproximadamente 5000 AU [9] ) que se ha demostrado que es variable y probablemente sea un objeto estelar joven . [5] También es una estrella químicamente peculiar y débil en helio . [ 27] La ​​Iota Orionis C, más débil, es una estrella A0 a 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 . Código Bib : 2007A y A...474..653V. doi :10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ abc Nicolet, B. (1978). “Catálogo fotométrico fotoeléctrico de medidas homogéneas en el Sistema UBV”. Serie de Suplementos de Astronomía y Astrofísica . 34 : 1–49. Código bibliográfico : 1978A y 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 resuelta espacialmente de 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). "Múltiplos visuales. IX. Tipos espectrales MK". Serie de suplementos de revistas astrofísicas . 176 (1): 216–217. Código Bib : 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 al 24 de junio de 1966). Listón, Alan Henry; Escuchado, John Frederick (eds.). "La Revisión del Catálogo General de Velocidades Radiales". Determinación de velocidades radiales y sus aplicaciones, Actas del Simposio No. 30 de la IAU . 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, Julián M.; Stevens, Ian R.; Vreux, Jean-Marie; Zorec, Jean (2000). "Monitoreo coordinado de la excéntrica estrella O binaria Iota Orionis: espectroscopia óptica y fotometría". Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 317 (2): 333. Código bibliográfico : 2000MNRAS.317..333M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03542.x .
  9. ^ abcde Conti, PD; Loonen, JP (1970). "Análisis aproximado de la estrella B débil en helio Iota Ori B". Astronomía y Astrofísica . 8 : 197. Código bibliográfico : 1970A&A.....8..197C.
  10. ^ Uesugi, Akira; Fukuda, Ichiro (1970). "Catálogo de velocidades de rotación de las estrellas". Aportes del Instituto de Astrofísica y Observatorio Kwasan . Universidad de Kioto . Código Bib : 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, señor; Horne, K.; Marsh, TR; Günther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares". arXiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
  13. ^ Allen, Richard Hinckley (1899). Nombres de estrellas y sus significados. GE Stechert. pag. 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 de las constelaciones . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 120.ISBN​ 0-521-44921-9.
  16. ^ Kunitzsch, Paul; Inteligente, Tim (2006). Un diccionario de nombres de estrellas modernas . Publicación del cielo. pag. 62.ISBN​ 1-931559-44-9.
  17. ^ "Grupo de trabajo de la IAU sobre nombres de estrellas (WGSN)" . Consultado el 22 de mayo de 2016 .
  18. ^ "Informe trienal del GT (2015-2018) - Nombres de estrellas" (PDF) . pag. 5 . Consultado el 14 de julio de 2018 .
  19. ^ "Nombrar estrellas". IAU.org . Consultado el 16 de diciembre de 2017 .
  20. ^ Perryman, MAC ; et al. (1997). "El Catálogo Hipparcos". Astronomía y Astrofísica . 323 : L49–L52. Código Bib : 1997A y A...323L..49P.
  21. ^ Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A&A...616A...1G . doi : 10.1051/0004-6361/201833051 .Registro Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
  22. ^ Marrón, AGA ; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). "Gaia Data Release 2: Resumen de contenidos y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 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". La Revista Astronómica . 154 (1): 29. arXiv : 1705.07922 . Código Bib : 2017AJ....154...29K. doi : 10.3847/1538-3881/aa74df . S2CID  119428410.
  24. ^ Kharchenko, NV; Piskunov, AE; Roser, S.; Schilbach, E.; Scholz, R.-D. (2004). "Suplementos astrofísicos del ASCC-2.5. II. Probabilidades de membresía en 520 áreas de cielo de cúmulos abiertos galácticos". Astronomische Nachrichten . 325 (9): 740. Código bibliográfico : 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.; Manfroide, J. (2009). "Catálogo de estrellas Ap, HGMN y Am". Astronomía y Astrofísica . 498 (3): 961. Código bibliográfico : 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