Хи² Ориона

χ2 Ориона
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000,0)
Прямое восхождение 06ч 03м 55,18с[1]
Склонение +20° 08′ 18,43″[1]
Расстояние 1615 ± 254 пк[2]
Видимая звёздная величина (V) 4,63[3][4]
Созвездие Орион
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 16,8 ± 0,9[5] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 1,88[1] mas в год
 • склонение −2,10[1] mas в год
Параллакс (π) 1,81 ± 0,28[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) -7,6[3]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B2Ia[3]
Показатель цвета
 • B−V +0,28[4]
 • U−B −0,68[4]
Переменность Переменная типа Альфы Лебедя[6]
Физические характеристики
Масса 42,3 ± 1,0[7] M⊙
Радиус 61,9[3] R⊙
Возраст 5 ± 0,6 млн[7] лет
Температура 19 000[3] K
Светимость 446 000[3] L⊙
Металличность −0,12[8]
Вращение 72[3]
Коды в каталогах

χ2 Ori, Chi2 Orionis, Chi2 Ori, 62 Orionis, 62 Ori, BD+20 1233, GC 7675, HD 41117, HIP 28716, HR 2135, PPM 95316, SAO 77911

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Хи² Ориона (χ² Orionis / χ² Ori) — звезда-сверхгигант спектрального класса B в созвездии Ориона. Обладает видимой звёздной величиной 4,63. С 1943 года спектр данной звезды является одним из эталонных при классифицировании других звёзд.

Хи¹ Ориона является жёлтой звездой главной последовательности, не связанной с χ² Ориона и расположенной примерно в двух градусах.

Спектр

χ² Ориона является ярким сверхгигантом спектрального класса B2 и рассматривается как одна из стандартных звёзд спектрального класса B2 Ia.[9] Было обнаружено, что данная звезда имеет необычно узкие линии поглощения и некоторые слабые линии излучения; звезда была первоначально отнесена к классу Be-звёзд.[10] Однако в настоящее время звезду более не относят к Be-звёздам, поскольку при исследовании с высоким разрешением многие сверхгиганты показывают некоторые особенности в спектре, связанные с излучением, а также поскольку класс звёзд Be обычно определяется таким образом, что сверхгиганты в него не входят.[11]

Переменность

χ² Ориона считается переменной звезда малой амплитуды на основе фотометрических данных, полученных в фотометрической системе обсерватории Женевы. Амплитуда изменения блеска составляет 22 тысячных звёздной величины.[12] Звезда была включена в Общий каталог переменных звёзд на основе фотометрических данных спутника Hipparcos, диапазон значений видимой звёздной величины указан как 4,68 — 4,72 в фотометрической системе спутника, период изменения составляет 2,8 суток.[13] Подробное фотометрическое исследование показало, что звезда является переменной типа Альфы Лебедя, амплитуда блеска составляет 0,057m.[14]

Примечания


  1. 1 2 3 4 5 van Leeuwen, F. Validation of the new Hipparcos reduction (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2007. — November (vol. 474, no. 2). — P. 653—664. — doi:10.1051/0004-6361:20078357. — . — arXiv:0708.1752.
  2. ↑ Megier A., Strobel A., Galazutdinov G. A., Krełowski J. The interstellar Ca II distance scale (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 507, Iss. 2. — P. 833–840. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/20079144
  3. 1 2 3 4 5 6 7 Crowther, P. A.; Lennon, D. J.; Walborn, N. R. Physical parameters and wind properties of galactic early B supergiants (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2006. — Vol. 446. — P. 279—293. — doi:10.1051/0004-6361:20053685. — . — arXiv:astro-ph/0509436.
  4. 1 2 3 HR 2135 Архивная копия от 4 марта 2016 на Wayback Machine, database entry, The Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. (Preliminary Version), D. Hoffleit and W. H. Warren, Jr., CDS ID V/50 Архивная копия от 3 марта 2016 на Wayback Machine. Accessed on line January 14, 2011.
  5. ↑ Ralph Elmer; Wilson. General catalogue of stellar radial velocities (итал.). — Carnegie Institution of Washington, 1953.
  6. ↑ khi 2 Ori, database entry, The combined table of GCVS Vols I-III and NL 67-78 with improved coordinates, General Catalogue of Variable Stars Архивная копия от 20 июня 2017 на Wayback Machine, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. Accessed on line January 14, 2011.
  7. 1 2 Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 410. — P. 190—200. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x. — . — arXiv:1007.4883.
  8. ↑ Prugniel P., Vauglin I., Koleva M. The atmospheric parameters and spectral interpolator for the MILES stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2011. — Vol. 531. — P. 165–165. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201116769 — arXiv:1104.4952
  9. ↑ Garrison, R. F. (December 1993), Anchor Points for the MK System of Spectral Classification, Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, Архивировано 25 июня 2019, Дата обращения: 4 февраля 2012
  10. ↑ P. W.; Merrill; Humason, M. L.; Burwell, C. G. Discovery and Observations of Stars of Class Be (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 1925. — Vol. 61. — P. 389. — doi:10.1086/142899. — .
  11. ↑ Y.; Andrillat; Jaschek, M.; Jaschek, C. A study of Be stars in the wavelength region around Paschen 7 (англ.) // Astronomy and Astrophysics Supplement Series : journal. — EDP Sciences, 1994. — Vol. 103. — .
  12. ↑ F.; Rufener; Bartholdi, P. List of 333 variable, microvariable or suspected variable stars detected in the Geneva photometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics Supplement Series : journal. — EDP Sciences, 1982. — Vol. 48. — P. 503. — .
  13. ↑ E. V.; Kazarovets; Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; Frolov, M. S.; Antipin, S. V.; Kireeva, N. N.; Pastukhova, E. N. The 74th Special Name-list of Variable Stars // Information Bulletin on Variable Stars. — 1999. — Т. 4659. — С. 1. — .
  14. ↑ L.; Lefèvre; Marchenko, S. V.; Moffat, A. F. J.; Acker, A. A systematic study of variability among OB-stars based on HIPPARCOS photometry (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2009. — Vol. 507, no. 2. — P. 1141. — doi:10.1051/0004-6361/200912304. — .


Эта статья взята у (из) Wikipedia. Текст лицензируется по Creative Commons - Attribution - Sharealike. К медиа файлам могут применятся дополнительные условия.