V380 Orionis
| Datos de observación Época J2000 Equinoccio J2000 | |
|---|---|
| Constelación | Orión |
| Ascensión recta | 05 h 36 min 25,43205 s [1] |
| Declinación | –06° 42′ 57.6847″ [1] |
| Magnitud aparente (V) | 10.2–10.7 [2] |
| Características | |
| Tipo espectral | A1e [3] |
| Tipo de variable | Variable de Orión [4] |
| Astrometria | |
| Velocidad radial (R v ) | 15,40 [5] kilómetros por segundo |
| Movimiento propio (μ) | RA: –0,667 [1] mas / año Dic.: –2,408 [1] mas / año |
| Paralaje (π) | 2,6425 ± 0,1117 mas [1] |
| Distancia | 1.230 ± 50 años luz (380 ± 20 años luz ) |
| Órbita [6] | |
| Periodo (P) | 104 ± 5 días |
| Semi-amplitud (K 1 ) (primaria) | < 1,4 km/s |
| Semi-amplitud (K 2 ) (secundaria) | 18 ± 14 kilómetros por segundo |
| Detalles [6] | |
| Primario | |
| Masa | 2,87 millones ☉ |
| Radio | 3 R ☉ |
| Luminosidad | 100 litros ☉ |
| Temperatura | 10.500 ± 500 K |
| Metalicidad [Fe/H] | 0,5 dex |
| Rotación | 4.31276 días |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 6,7 ± 1,1 km/s |
| Secundario | |
| Masa | 1,6 millones ☉ |
| Radio | 2 R ☉ |
| Luminosidad | 3,16 litros ☉ |
| Temperatura | 5.500 ± 500 K |
| Velocidad de rotación ( v sen i ) | 18,7 ± 3,2 km/s |
| Edad | 2 ± 1 millones de millones de myr |
| Otras denominaciones | |
| Referencias de bases de datos | |
| SIMBAD | datos |
V380 Ori es un sistema estelar múltiple joven situado cerca de la nebulosa de Orión , en la constelación de Orión, que se cree que tiene entre 1 y 3 millones de años. Se encuentra en el centro de NGC 1999 y es la fuente principal que ilumina esta y otras nebulosas de la región.
Sistema
V380 Orionis es un sistema estelar múltiple que contiene al menos tres estrellas. También se cree que una estrella fría muy débil a 9" de distancia está ligada gravitacionalmente, lo que la convierte en un sistema cuádruple jerárquico. Dos fuentes infrarrojas dentro de NGC 1999 han sido mencionadas como compañeras en algunos catálogos, [7] pero no se cree que sean estrellas. [8] Cuando se descubrieron, se las denominó V380 Ori-B y V-380 Ori-C, [9] una notación que puede llevar a confusión. [8]
El componente principal es visible como la estrella variable de magnitud 10 en el centro de NGC 1999, conocida como la primaria. La interferometría de moteado muestra una estrella compañera fría separada por 0,15", aproximadamente 62 UA, conocida como la terciaria. La espectroscopia muestra una tercera estrella a una separación proyectada de menos de 0,33 UA, conocida como la secundaria. Las dos estrellas más cercanas, la primaria y la terciaria, están rodeadas por un disco circunestelar, que se encuentra casi de canto para los observadores en la Tierra. La cuarta estrella tiene una separación proyectada de 4.000 UA y se está alejando de las otras tres. [8]
Se cree que el sistema se formó con las cuatro estrellas muy juntas, pero interactuó para expulsar a la estrella más pequeña a una órbita inestable pero gravitacionalmente ligada hace unos 20.000 años. [8]
Se calcula que la primaria y la secundaria, las dos estrellas más cercanas, orbitan cada 104 días. Las señales de velocidad radial en el espectro tienen un amplio margen de incertidumbre y la órbita está mal definida. La comparación de la relación de masas encontrada a partir de la órbita con las masas asumidas a partir de otras propiedades físicas sugiere que la órbita se ve cerca del polo. [6]
Propiedades
La estrella primaria es una estrella blanca caliente Herbig Ae/Be a la que se le han asignado diversos tipos espectrales entre B9 y A1. Tiene una temperatura superficial de 10.500 ± 500 K, es alrededor de 2,87 veces más masiva que el Sol, 3 veces su radio y 100 veces más luminosa. Tiene un fuerte campo magnético que varía cada 4,1 días y se supone que este es el período de rotación de la estrella. Los modelos muestran que el eje de rotación está inclinado a 32 grados. [6] Es una estrella variable, considerada una variable de Orión , con desvanecimiento ocasional y otra variabilidad causada por el oscurecimiento del polvo circundante. La magnitud aparente varía irregularmente entre 10,2 y 10,7. [2] Las propiedades de la estrella se calculan en función de su brillo máximo, que se supone que es el menos oscurecido. [6]
La secundaria es una estrella T Tauri , detectada por líneas espectrales distintivas que no podrían ser producidas por la estrella primaria más caliente, que tiene una temperatura superficial de 5.500 ± 500 K, es alrededor de 1,6 veces más masiva que el Sol, el doble de su radio y tres veces más luminosa. [6]
La naturaleza del componente terciario es incierta. No se han observado líneas espectrales originadas en este componente. [6]
La cuarta estrella, a veces llamada V380 Orionis B, es un objeto pequeño y frío de tipo espectral M5 o M6 que es una enana roja o una enana marrón . [8]
Nebulosidad
Una de las estrellas componentes de V380 Orionis parece haber lanzado un chorro polar que ayudó a limpiar el agujero con forma de ojo de cerradura en la nebulosa circundante conocida como NGC 1999. [ 11] El sistema está rodeado por un arco de choque : la estructura total de más de 17 años luz (5,3 parsecs) de diámetro. [8]
Referencias
- ^ abcde Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (2023). "Gaia Data Release 3. Resumen del contenido y propiedades de la encuesta". Astronomía y Astrofísica . 674 : A1. arXiv : 2208.00211 . Bibcode :2023A&A...674A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875. Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
- ^ ab de Winter, D.; van den Ancker, ME; Maira, A.; Thé, PS; Djie, HRE Tjin A.; Redondo, I.; et al. (2001). "Un catálogo fotométrico de estrellas de la línea de emisión del sur". Astronomía y Astrofísica . 380 (2): 609–14. arXiv : astro-ph/0110495 . Bibcode :2001A&A...380..609D. doi :10.1051/0004-6361:20011476. S2CID 13907721.
- ^ Manoj, P; Bhatt, HC; Maheswar, G; Muneer, S (2006). "Evolución de la actividad de la línea de emisión en estrellas jóvenes de masa intermedia". La revista astrofísica . 653 (1): 657–674. arXiv : astro-ph/0608541 . Código Bib : 2006ApJ...653..657M. doi :10.1086/508764. S2CID 17545474.
- ^ Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus+ 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B/GCVS. Publicado originalmente en: 2009yCat....102025S . 1 . Código Bibliográfico :2009yCat....102025S.
- ^ Turón, C.; Creze, M.; Garceta, D.; Gómez, A.; Grenon, M.; Jahreiß, H.; Réquieme, Y.; Argumentar, AN; Bec-Borsenberger, A.; Dommanget, J.; Mennessier, MO; Arenou, F.; Chareton, M.; Crifo, F.; Mermilliod, JC; Morín, D.; Nicolet, B.; Nys, O.; Prévot, L.; Rousseau, M.; Perryman, MAC; Arlot, JE; Baglin, A.; Barthes, D.; Baylac, Missouri; Brosche, P.; Burnet, M.; Delhaye, J.; Dettbarn, C.; et al. (1993). "Versión 2 del Catálogo de Entradas HIPPARCOS". Boletín de información del Centre de Donnees Stellaires . 43 : 5. Código Bibliográfico :1993BICDS..43....5T.
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- ^ abcdef Reipurth, Bo; Bally, John; Aspin, Colin; Connelley, MS; Geballe, TR; Kraus, Stefan; et al. (2013). "HH 222: Un flujo gigante Herbig-Haro del sistema cuádruple V380 Ori". The Astronomical Journal . 146 (5): 11. Bibcode :2013AJ....146..118R. CiteSeerX 10.1.1.369.9647 . doi :10.1088/0004-6256/146/5/118. S2CID 13715470. 118.
- ^ Corcoran, D.; Ray, TP (1995). "Flujos de Herbig-Haro en la región V 380 Orionis". Astronomía y Astrofísica . 301 : 729. Bibcode :1995A&A...301..729C.
- ^ "Base de datos de estrellas variables ASAS-SN". Base de datos de estrellas variables ASAS-SN . ASAS-SN . Consultado el 29 de noviembre de 2022 .
- ^ "PIA13109: Gran agujero revelado en infrarrojos". Fotoperiodismo . Laboratorio de Propulsión a Chorro, Instituto Tecnológico de California/NASA. 11 de mayo de 2010. Consultado el 19 de mayo de 2010 .
