42 Orión

42 Orion (42 Orionis, c Orion, c Orionis , abreviado 42 Ori, c Ori ) es una estrella en la constelación ecuatorial de Orión . La estrella tiene una magnitud aparente de +4,59 m [2] [11] y, según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en un cielo de transición suburbano/ urbano .  42 Orionis está rodeada por la Nebulosa NGC 1977 , uno de los grupos más pequeños y débiles de nebulosas con nombre , justo al norte de la Nebulosa de Orión . 42 Orionis es una estrella que excita átomos de polvo interestelar e ilumina la nebulosa NGC 1977 .

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que la estrella está a unas 900  ly de distancia . años ( 270  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al sur de 86°N. sh. , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , a excepción de las regiones polares del Ártico . El mejor momento de observación es diciembre [12] .

La estrella 42 Orionis se mueve bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 30  km/s [12] , que es tres veces la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella se está moviendo lejos del sol . En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [13] , pasando por la esfera celeste 8,4 mas por año.

Nombre de la estrella

c Orionis ( lat .  c Orionis ) es la designación que Bayer le dio a la estrella en 1603 [13] . 42 Orionis ( variante latinizada de Lat.  42 Orionis ) es la designación de Flamsteed .

Las designaciones de los componentes como 42 Oriones Aa, Ab y AB se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [14] .

Propiedades del sistema múltiple 42 Orion

El par 42 Orioni Aa y 42 Orioni Ab son una estrella binaria en la que las componentes están separadas entre sí por una distancia angular de 0,163  ″ [5] , lo que corresponde a un período orbital  de 80,7 años [5] y la semi-mayor el eje de la órbita entre los compañeros es al menos al menos 38,4  a.u. (a modo de comparación, el radio de la órbita de Plutón es de 39,48  AU y el período de revolución es de 247,92  años ). El par 42 Orioni Aa-Ab y 42 Orioni B son una estrella triple en la que las componentes están separadas entre sí por una distancia angular de 1,2  ″ [5] , lo que corresponde a un período orbital  de 1454 años [5] y la semi -eje principal de la órbita entre los compañeros, al menos 303,7  AU .

Si miramos desde el lado de 42 Orion Aa hacia 42 Orion Ab, entonces veremos una estrella blanco-azulada que brilla con un brillo de −24,51 m , es decir, con un brillo de 0,13  . Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será - ~ 0,09 ° [b] , que es el 17,7% del diámetro de nuestro Sol. Si miramos desde el lado de 42 Orion Ab a 42 Orion Aa, entonces también veremos una estrella blanco-azulada que brilla con un brillo de −25,91 m , es decir, con un brillo de 0,46  . Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será de ~0,046° [b] , que es el 9,1% del diámetro de nuestro Sol.

Si miramos, miraremos del lado del par 42 Orion Aa-Ab al 42 Orion B, entonces también veremos una estrella blanco-azul que brilla con un brillo de −18,8 m , es decir, con un brillo de 256 lunas de luna llena . Además , el tamaño angular de la estrella (en promedio) será de ~4,74 mas [b] , que es el 0,95% del diámetro de nuestro Sol. Y, por el contrario, si miramos desde las inmediaciones de la componente 42 Orion B hasta 42 Orion Aa-Ab, entonces veremos un par de estrellas blanco-azules que brillan con un brillo total de −21,72 m (es decir, con un brillo de 3898 lunas de luna llena ). Además, 42 Orion Aa brillará con un brillo de −21,42 m (es decir, con un brillo de 2957 lunas llenas ) , y la componente de 42 Orion Ab brillará con un brillo de −20,02 m (es decir, con un brillo de 814 lunas llenas ) , respectivamente. Además , el tamaño angular de las estrellas (en promedio) será - ~ 11.23 [b] y ~ 5.76 mas [b] , es decir, el tamaño angular de la estrella será 2.2% y 1.15% del tamaño angular de nuestro Sol , respectivamente. En este caso, la distancia angular máxima entre las estrellas será de 14,4°.

42 Orionis demuestra una ligera variabilidad [15] : durante las observaciones, el brillo de la estrella fluctúa en 0,10 m , pasando de 5,52 m a 5,62 m , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella tenga varios períodos), el tipo de variable tampoco es determinado.

Propiedades del componente Aa

42 Orión Aa: a juzgar por su tipo espectral B1V [5] , la estrella es una enana de tipo espectral B , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es un "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es pequeña (alrededor del 30%) para su clase espectral y es igual a 8,69  [5] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 20.000  K , lo que le otorga su característico color blanco azulado.

Debido a la alta luminosidad de una estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento fue hecho en 1922 [16] por el astrónomo danés Einar Hertzsprung , pero como la estrella era binaria, y también porque estaba en un región de formación de estrellas rica en nubes moleculares gigantes , entonces la medición del radio se produjo con grandes errores. Los datos sobre esta medida se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
42 Orión	1922	4.65	B3	0.4	3.6	[dieciséis]

Ahora sabemos que el radio de una estrella B1V debería ser 6,4  [17] . La luminosidad de la estrella, basada en la ley de Stefan-Boltzmann , debería ser igual a 5900  . La velocidad de rotación de 42 Orion supera a la solar en casi 10 veces y es igual a 20  km / s [7] , lo que da el período de rotación de la estrella: 16,6 días.

La edad actual de la estrella no se mide directamente, sin embargo, se sabe que las estrellas con una masa de 8,69  [5] viven en la secuencia principal durante unos 23,5  millones de años , lo que impone un límite superior a la edad de una estrella. 42 Orionis está en el límite, que es 8-12 ,  cuando una estrella puede explotar como una supernova . Si esto no sucede, entonces la estrella se convertirá en una gigante roja y luego, dejando caer las capas exteriores, se convertirá en una enana blanca muy masiva .

Propiedades del componente Ab

42 Orionis Ab - a juzgar por su masa, que es igual a 4,55  [5]  - la estrella es una enana del tipo espectral B7V [17] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es "combustible" nuclear, que Es decir, la estrella está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 12400  K [17] , lo que le da un color blanco azulado característico.

El radio de una estrella de tipo espectral B7V debería ser 3,28  [17] . La luminosidad de la estrella, basada en la ley de Stefan-Boltzmann , debería ser igual a 228  .

La edad actual de la estrella no se mide directamente, sin embargo, se sabe que las estrellas con una masa de 4,55  [5] viven en la secuencia principal durante unos 144  millones de años , lo que impone un límite superior a la edad de una estrella. La estrella se convertirá entonces en una gigante roja , y luego, despojándose de sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca bastante masiva .

Propiedades del Componente B

42 Orionis B - a juzgar por su masa, que es igual a 3,04  [5]  - la estrella es una enana del tipo espectral B9V [17] , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es "combustible" nuclear, que Es decir, la estrella está en la secuencia principal . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 10.600  K [17] , lo que le da un característico color blanco azulado.

El radio de una estrella de tipo espectral B9V debería ser 2,7  [17] . La luminosidad de una estrella, según la ley de Stefan-Boltzmann , debería ser igual a 82,5  .

La edad actual de la estrella no se mide directamente, sin embargo, se sabe que las estrellas con una masa de 3,04  [5] viven en la secuencia principal durante unos 445  millones de años , lo que impone un límite superior a la edad de la estrella. La estrella se convertirá entonces en una gigante roja , y luego, despojándose de sus capas exteriores, se convertirá en una enana blanca bastante masiva .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

42 Orionis es una estrella joven en Orión que no se observó con alta resolución angular hasta 2001. En 1848, el astrónomo inglés W. Daves descubrió la dualidad de 42 Orión, es decir, descubrió la componente B y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como DA 4 [c] . En 2005, un grupo de investigadores liderado por el astrónomo ruso A. Tokovnin, basándose en registros de 1979, descubrió la dualidad de la componente A y las estrellas fueron incluidas en los catálogos como TOK 430 [d] .

De acuerdo con el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [18] [11] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 42 Orion Aa tiene 2 satélites:

• componente Ab, estrella de 6ª magnitud, situada a una distancia angular de 0,163  segundos de arco y el periodo de rotación de la estrella es de 80,7  años [5] ;
• el componente B, una estrella de octava magnitud ubicada a una distancia angular de 1,2  segundos de arco , tiene el número de catálogo TYC 4774-928-2 [10] . La estrella no tiene paralaje conocido , pero se sabe por otras fuentes que la estrella es parte del sistema 42 de Orión y que el período de rotación de la estrella es de 1454  años [5] .

Notas

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ 1 2 3 4 5 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
3. ↑ DA - enlace al catálogo de W. Daves , 4 - número de entrada en su catálogo
4. ↑ TOK - enlace al catálogo de A. Tokovnin, 430 - número de entrada en su catálogo

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2. ↑ 1 2 3 4 Ducati, JR Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo de fotometría estelar en el sistema de 11 colores de Johnson  // VizieR  :  revista. - 2002. - vol. 2237 . - .
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10. ↑ 1 2 TYC 4774-928-2 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%4011613064&Name=TYC% 204774-928- 2&enviar=enviar > . Consultado el 9 de diciembre de 2019.   
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18. ↑ DA 4: Entrada del catálogo Washington Double Star Catalog  . Consultado el 22 de junio de 2020. Archivado desde el original el 28 de marzo de 2016.

Enlaces

• Imagen 42 de Orión  (fr.) . aladin.u-strasbg.fr . Recuperado: 24 junio 2021.