K Orión

74 Orion (74 Orionis, k Orion, k Orionis , abreviado 74 Ori, k Ori ) es una estrella en la constelación ecuatorial de Orión . La estrella tiene una magnitud aparente de +5,04 m [2] y, según la escala de Bortle , la estrella es visible a simple vista en el cielo de transición suburbano/ urbano . 

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Gaia [1] , se sabe que la estrella tiene aproximadamente 63,7  sv. años ( 19,53  pc ) de la Tierra . La estrella se observa al norte de 78°S. , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida . El mejor momento de observación es diciembre [11] .

La estrella 74 Orionis se mueve bastante lentamente en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 9  km/s [11] , que es un 10% menor que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y también significa que la estrella está alejándose del Sol . La estrella se acercaba al Sol a una distancia de 56,3  sv. Hace 401.000  años , cuando aumentará su brillo en 0,26 ma un valor de 4,78 m (es decir, las luminarias como Rho Capricornio están brillando ahora) [12] . En el cielo, la estrella se desplaza hacia el noreste [13] , atravesando la esfera celeste a partir de 0,204 segundos de arco al año [14] .

La velocidad espacial promedio de 74 Orion tiene componentes (U, V, W)=(-12.8, 7.9, 14.3), lo que significa que U= −12.8  km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V= 7.9  km/s ( se mueve en la dirección de la rotación galáctica) y W= 14,3  km/s (se mueve en la dirección del polo norte galáctico ).

Nombre de la estrella

k Orionis ( variante latinizada del lat.  k Orionis ) es la designación que Bayer le dio a la estrella en 1603 [13] . 74 Orionis ( variante latinizada de Lat.  74 Orionis ) es la designación de Flamsteed .

Las designaciones de los componentes como 74 Orionis AB y AC 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) [15] .

Propiedades de 74 Orion

74 Orionis - a juzgar por su tipo espectral F5V [4] [b] la estrella es una enana de tipo espectral F , lo que indica que el hidrógeno en el núcleo de la estrella es "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es algo grande (alrededor del 10%) para su clase espectral y es igual a 1,39  [6] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de alrededor de 6595  K [6] , lo que le da un color amarillo-blanco característico.

Debido a la pequeña distancia a la estrella, su radio se puede medir directamente, y tal intento se hizo en 1980 [17] Los datos de esta medida se dan en la tabla:

Nombre de la estrella	Año	metro	Espectro	D ( más )	Abdominales ( ) _	Com.
74 Orión	1980	5.05	F5IV-V	0,45	0.94	[17]
lana 9207	1983	5.04	F5V	—	1.1	[Dieciocho]

Ahora sabemos que el radio de la estrella debe ser 1,3  [7] , es decir, la medición de 1983 fue bastante precisa, mientras que la medición del diámetro en 1980 fue impedida por la binaridad óptica de la estrella (probablemente con KUI 26AB [19] ) . Las mediciones del radio realizadas durante la misión Gaia dan aproximadamente la misma imagen [1] .

La luminosidad de la estrella de 3.02  [2] es típica para una estrella de clase espectral F. Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que estar situado a una distancia de 1,74 UA  . es decir , en el cinturón principal de asteroides, y más específicamente, en la órbita del asteroide Rudra . Además, desde esa distancia, 74 Orión parecería un 20% más pequeño que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 0,4 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °).

La estrella tiene una gravedad superficial de 4,34  CGS [6] o 219 m/s 2 , es decir, un 21 % menos que en el Sol ( 274,0 m/s 2 ). Las estrellas con planetas tienden a tener una metalicidad más alta en comparación con el Sol, sin embargo, 74 Orion tiene un valor de metalicidad de casi el valor solar de -0.03 [2] , es decir, casi el 93% del valor solar, lo que sugiere que la estrella "vino "De otras regiones Galaxias , donde había bastantes metales, y nacieron en una nube molecular debido a una población estelar bastante densa y una gran cantidad de supernovas " .

La velocidad de rotación de 74 Orion supera a la solar en casi 9,4 veces y es igual a 18,8  km/s [8] , lo que da un período de rotación de la estrella de 3,6 días. 74 Orionis está en el límite de la existencia de la "velocidad de separación", que cae en la clase espectral F5 . Por encima de ella, las estrellas más calientes giran mucho más rápido como resultado de la caída de sus capas convectivas exteriores . Es cierto que, como resultado de la generación de campos magnéticos , en combinación con los vientos estelares , su rotación se ralentiza con el tiempo.

La estrella es bastante antigua y su edad actual es de 2.316  millones de años [6] . También se sabe que las estrellas con una masa de 1,39  [6] viven en la secuencia principal de unos 4.000  millones de años , es decir, muy pronto ( 1.660  millones de años ) 74 Orión se convertirá en una gigante roja , y luego, dejando caer las capas exteriores. , se convierte en una enana blanca .

Suponiendo que la evolución de la vida sobre una base de carbono es de naturaleza universal y suponiendo que se aplican las mismas leyes en el espacio que en la Tierra , podemos decir que en un planeta similar a la Tierra cerca de 74 Orión, la evolución terminó en la etapa Paleoproterozoica , y más concretamente en la etapa rasia . En ese momento se formaron los organismos pluricelulares móviles más antiguos .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1886, el astrónomo danés Hans-Emil Lau descubrieron la dualidad de 74 Oriones, es decir, descubrieron la componente C y las estrellas entraron en los catálogos como LAU 1 [d] . En 1958, el astrónomo estadounidense J. Kuiper descubrió la tripartición de 74 Oriones y las estrellas se incluyeron en los catálogos como KUI 26 [e] .

Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [20] [21] :

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella 74 Orion no parece tener un solo satélite:

• el componente B, una estrella de magnitud 12 ubicada a una distancia angular de 32,1  segundos de arco , tiene el número de catálogo KUI 26AB [19] . Desafortunadamente, no se conoce el paralaje de la estrella, sin embargo, durante las observaciones, la estrella se movió en línea recta, y esto es una clara señal de una estrella doble óptica ;
• el componente C, una estrella de novena magnitud ubicada a una distancia angular de 195,5  segundos de arco , tiene el número de catálogo HD 254377 [22] . La estrella tiene paralaje conocido y, a juzgar por ello, la estrella está a una distancia de 1600  sv. años y, en consecuencia, no está incluido en el sistema 74 Orion.

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [23] de la estrella 74 Orioni (solo se incluye la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 10 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 2 enanas blancas que no estaban incluidas en la lista.

Notas

Comentarios

1. ↑ Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
2. ↑ En el siglo XX, el tipo espectral de una estrella se definió como F5IV-V [16] , es decir, como una subgigante con signos de enana
3. ↑ El diámetro angular (δ) se calcula a partir de la fórmula , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella
4. ↑ LAU - enlace al catálogo de Hans-Emil Lau, 1 es el número de la entrada en su directorio
5. ↑ KUI - enlace al catálogo de J. Kuiper , 26 - número de entrada en su catálogo

Fuentes

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia DR2 3331979901042416512  . Gaia DR2 (Colaboración Gaia, 2018) . Consultado el 9 de junio de 2020. Archivado desde el original el 9 de junio de 2020.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Anderson, E.; Francisco, cap. XHIP: Una compilación extendida de hipparcos  (inglés)  // Astronomy Letters  : journal. - 2012. - vol. 38 , núm. 5 . — Pág. 331 . -doi : 10.1134/ S1063773712050015 . - . -arXiv : 1108.4971 . _ Entrada de catálogo de Vizier Archivado el 15 de septiembre de 2020 en Wayback Machine .
3. ↑ Maldonado, J.; Martínez-Arnáiz, R.M.; Eiroa, C.; Montes, D.; Montesinos, B. Un estudio espectroscópico de estrellas cercanas de tipo tardío, posibles miembros de grupos cinemáticos estelares  (inglés)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2010. - Vol. 521 . —P.A12 . _ -doi : 10.1051 / 0004-6361/201014948 . - . -arXiv : 1007.1132 . _
4. ↑ 1 2 Gris, RO; Corbally, CJ; Guarnición, RF; McFadden, MT; Robinson, PE Contribuciones al Proyecto de estrellas cercanas (NStars): espectroscopia de estrellas anteriores a M0 dentro de 40 parsecs: la muestra del norte. I  (inglés)  // The Astronomical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2003. - Vol. 126 , núm. 4 . — Pág. 2048 . -doi : 10.1086/ 378365 . - . -arXiv : astro - ph/0308182 .
5. ↑ 1 2 Mallama, A. Sloan Magnitudes de las estrellas más brillantes  //  The Journal of the American Association of Variable Star Observers: revista. - 2014. - Vol. 42 . - Pág. 443 . — . Entrada de catálogo de Vizier Archivado el 15 de septiembre de 2020 en Wayback Machine .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David, Trevor J.; Hillenbrand, Lynne A. Las edades de las estrellas de tipo temprano: métodos fotométricos de Strömgren calibrados, validados, probados y aplicados a anfitriones y posibles anfitriones de exoplanetas con imágenes directas  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Ediciones IOP , 2015. - Vol. 804 , núm. 2 . — Pág. 146 . -doi : 10.1088 / 0004-637X/804/2/146 . - . -arXiv : 1501.03154 . _ Entrada de catálogo de Vizier Archivado el 15 de septiembre de 2020 en Wayback Machine .
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10. ↑ Catálogo de binarios visuales de Washington
11. ↑ 12 HR 2241 . Catálogo de estrellas brillantes . Consultado el 9 de junio de 2020. Archivado desde el original el 27 de septiembre de 2020. (Ruso)
12. ↑ Anderson, E. y Francis, cap. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters  (inglés) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno=29724 Archivado el 9 de junio de 2020 en Wayback Machine 
13. ↑ 1 2 74  Oriónis . Guía del Universo . Archivado desde el original el 31 de diciembre de 2019.
14. ↑ Lépine, Sébastien & Shara, Michael M. ( marzo de 2005 ), A Catalog of Northern Stars with Annual Proper Motions Larger than 0.15" (LSPM-NORTH Catalog) , The Astronomical Journal vol  . 129 (3): 1483 –1522 , DOI 10.1086/427854 
15. ↑ Hessman , FV; Dhillon, VS; Winget, DE; Schreiber, MR; Horne, K.; pantano, TR; Günther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Sobre la convención de nomenclatura utilizada para múltiples sistemas estelares y planetas extrasolares, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
16. ↑ 74  Oriónis . Base de datos estelar de Internet . Archivado desde el original el 9 de junio de 2020.
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18. ↑ Entrada de catálogo CADARS: recno=  3056 . Catálogo de Diámetros Estelares (CADARS) . Consultado el 14 de marzo de 2022. Archivado desde el original el 9 de junio de 2020.
19. ↑ 1 2 ** KUI 26AB -- Estrella doble o múltiple , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40872733&Name=* *%20KUI% 20%20%2026AB&enviar=enviar > . Consultado el 9 de diciembre de 2019. Archivado el 9 de junio de 2020 en Wayback Machine .   
20. ↑ LAU 1 : Entrada de catálogo del Washington Double Star Catalog  . Consultado el 9 de junio de 2020. Archivado desde el original el 26 de marzo de 2016.
21. ↑ 74  Oriónis . Catálogo Alcyone Bright Star . Consultado el 9 de junio de 2020. Archivado desde el original el 17 de junio de 2016.
22. ↑ HD 254377 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%40872426&Name=HD%20254377&submit=submit > . Consultado el 9 de diciembre de 2019. Archivado el 9 de junio de 2020 en Wayback Machine .   
23. ↑ Estrellas a 20 años luz de 74 Orionis:  (ing.) . Base de datos estelar de Internet .

Enlaces

• Imagen de 74 Orioni Archivado el 9 de junio de 2020 en Wayback Machine .