Theta1 Orionis B
| Mehrfachstern Theta1 Orionis B | |||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||||||
| Sterne des Trapez benannt | |||||||||||||||||
  | |||||||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||
| Sternbild | Orion | ||||||||||||||||
| Rektaszension | 05h 35m 16,134s [1] | ||||||||||||||||
| Deklination | −05° 23′ 06,784″ [1] | ||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 7,96 (7,9 bis 8,65) mag[1][2] | ||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | EA[2] | ||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | (+0,24)[1] | ||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | (−0,49)[1] | ||||||||||||||||
| Spektralklasse | B1 V[1] | ||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | (26 ± 1) km/s[1] | ||||||||||||||||
| Parallaxe | 2,65 ± 0,04 mas[1] | ||||||||||||||||
| Entfernung | 1230 ± 20 Lj 377 ± 6 pc | ||||||||||||||||
| Eigenbewegung | |||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | 1,28 ± 0,04 mas/a | ||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | 1,28 ± 0,03 mas/a | ||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||
| Masse | (7 / 4 / 3 / 1 / 2 / 4 bis 6) M☉[3] | ||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||
| |||||||||||||||||
Theta1 Orionis B (θ1 Orionis B, θ1 Ori B, auch 41 Ori B) ist ein Mehrfachsternsystem und ein Mitglied des Trapez im Orionnebel. Das System befindet sich in einer Entfernung von etwas über 1200 Lichtjahren.
Mini-Cluster
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]Das Theta1 Orionis B System besteht wohl aus sechs oder mehr Sternen, benannt als B1 bis B6,[3][4] möglicherweise kommt noch ein weiterer Stern dazu.[5] Die Sterne scheinen gravitativ aneinander gebunden zu sein, es wird jedoch vermutet, dass dieses System nicht über eine längere Zeit stabil sein kann. Entsprechend wird erwartet, dass die masseärmeren Komponenten mit der Zeit aus dem System geworfen werden als Runaway-Sterne.
Die Massen der Komponenten sind sehr unterschiedlich. Am meisten Masse hat die Kombination B1, B5 und B6 mit zusammen etwa 14 Sonnenmassen. Bereits seit längerem war bekannt, dass Komponente B1 einen Begleiter B5 in lediglich etwa 0,12 AE Entfernung hat was ihn zu einem Algolstern macht. Im Jahre 2018 konnte jedoch mithilfe von GRAVITY eine weitere Komponente B6 in einer Entfernung von 3 bis 7 AE aufgelöst werden.[3] Die Komponenten B2 und B3 liegen etwa 50 AE auseinander (0,12 Winkelsekunden) und haben 4 respektive 3 Sonnenmassen.
Die Zentren von B1/B5/B6 und B2/B3 liegen etwa 0,9 Winkelsekunden auseinander. Die geringste Masse im System scheint die etwas abseits liegende Komponente B4 mit lediglich 1 Sonnenmasse zu haben. Entsprechend wird auch erwartet, dass diese Komponente zuerst aus dem System geschleudert wird.[4][5]
| Komponente | Sonnenmassen | Spektral- klasse |
Entfernung (AE) |
|---|---|---|---|
| B1 | 7,2 ± 0,2 | B1 V | - |
| B2 | 4 | ? | 382 ± 6 |
| B3 | 3 | ? | 49 ± 1 |
| B4 | 1 | ? | 248 ± 4 |
| B5 | 2 | ? | 0,120 ± 0,002 |
| B6 | 4 bis 6 | B | 3,5 bis 7,2 |
Weblinks
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- Theta-1 Orionis by James B. Kaler.
Einzelnachweise
[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]- ↑ a b c d e f g tet01 Ori B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 13. Mai 2022.
- ↑ a b BM Ori. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 8. Dezember 2020.
- ↑ a b c GRAVITY collaboration: Multiple star systems in the Orion nebula. In: Astronomy & Astrophysics. 620. Jahrgang, 2018, S. A116, doi:10.1051/0004-6361/201833575, arxiv:1809.10376, bibcode:2018A&A...620A.116G.
- ↑ a b L. M. Close, A. Puglisi, J. R. Males, C. Arcidiacono, A. Skemer, J. C. Guerra, L. Busoni, G. Brusa, E. Pinna, D. L. Miller, A. Riccardi, D. W. McCarthy, M. Xompero, C. Kulesa, F. Quiros-Pacheco, J. Argomedo, J. Brynnel, S. Esposito, F. Mannucci, K. Boutsia, L. Fini, D. J. Thompson, J. M. Hill, C. E. Woodward, R. Briguglio, T. J. Rodigas, R. Briguglio, P. Stefanini, G. Agapito, P. Hinz: High-resolution Images of Orbital Motion in the Orion Trapezium Cluster with the LBT AO System. In: The Astrophysical Journal. 749. Jahrgang, Nr. 2, 2012, S. 180, doi:10.1088/0004-637X/749/2/180, arxiv:1203.2638, bibcode:2012ApJ...749..180C.
- ↑ a b Christine Allen, Rafael Costero, Miroslava Hernández: The Dynamical Future of the Mini-cluster θ1 Ori B. In: The Astronomical Journal. 150. Jahrgang, Nr. 6, 2015, S. 167, doi:10.1088/0004-6256/150/6/167, bibcode:2015AJ....150..167A.