GW Orionis
| GW Orionis | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Orion |
| Rektascension | 05t 29m 08,3929s[1] |
| Deklination | 11° 52′ 12,666 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 9,7 – 10,4[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | G8 V[3] eller G3 V[4]/K0 V[4] |
| B–V | 0,97[5] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 28,33 ± 0,18[6] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -2,351 ± 0,05[1] mas/år Dek.: -0,396 ± 0,043[1] mas/år |
| Parallax () | 2,4510 ± 0,0623[1] |
| Avstånd | 1 330 ± 30 lå (410 ± 10 pc) |
| Absolut magnitud () | +2,66[5] |
| Detaljer | |
| Massa | 2,80 +0,15−0,52[6][7] M☉ |
| Radie | 8,58[5] R☉ |
| Luminositet | 26,562[5] L☉ |
| Temperatur | 5 250 ± 100[4] K |
| Vinkelhastighet | 50[4] km/s |
| Ålder | 0,3 – 1,3[6] år |
| Andra beteckningar | |
| HD 244138, AG+11 523, AKARI-IRC-V1 J0529083+115212, BD+11 819, 2E 1281, GSC 00708-01901, HIC 25689, HIP 25689, IRAS 05263+1149, 2MASS J05290838+1152126, PPM 121006, 1RXS J052908.4+115207, TYC 708-1901-1, UCAC2 35880248, USNO-A2.0 0975-01641178, GW Orionis, WDS J05291+1152AB,C, Gaia DR3 3340856533286969600, Gaia DR1 3340856528990126336, Gaia DR2 3340856533286969600[8][9] | |
GW Orionis är en trippelstjärna[6][10] belägen i den norra delen av stjärnbilden Orion och ansluten till den stjärnbildande regionen Lambda Orionis. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 9,7[8] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 2,45 mas,[2] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 330 ljusår (410 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 28 km/s.[6]
Observation
[redigera | redigera wikitext]GW Orionis kom först till astronomernas uppmärksamhet när den publicerades, som MHA 265–2, i en lista över stjärnor vars spektra har starka H- och K-linjer av kalcium.[11]
Den mångfaldiga naturen hos GW Orionis upptäcktes först av Robert D. Mathieu, Fred Adams och David W. Latham under en undersökning av radiell hastighet av sena Hα-emissionsstjärnor i Lambda Orionis-föreningen, publicerad 1991. Radiella hastigheter hos primärstjärnan mättes från 45 högupplösta spektra och användes för att bestämma omloppsdata. En trend i den radiella hastigheten tydde på antingen en följeslagare med en omloppsperiod på år eller en global asymmetrisk gravitationsinstabilitet i en omgivande skiva.[10]
GW Orionis B och den tredje medlemmen av systemet, GW Orionis C, upptäcktes direkt 2011 med hjälp av IOTA-interferometern på Mount Hopkins i Arizona.[12]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Primärstjärnan i GW Orionis A är en gul till vit stjärna i huvudserien av spektralklass G8 V[3] Den har en massa som är lika med ca 2,7[1] solmassor, en radie som är ca 8,6[5] solradier och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 27 gånger solen[5] vid en effektiv temperatur av ca 5 800 K.[4]
A- och B-komponenterna i GW Orionis bildar en dubbelsidig spektroskopisk dubbelstjärna med en omloppsperiod av 241 dygn medan komponent C kretsar kring det inre paret med en period av 11,5 år. Det är troligt att åtminstone ett av stjärnomloppsplanen är felinriktat med planet för den protoplanetära skivan med så mycket som 45°.[6]
GW Orionis är en variabel stjärna med kvasiperiodiska ljusstyrkeförändringar. Den skenbara magnituden varierar mellan 9,7 och 10,4 med dämpningshändelser på mellan 0,1 och 0,7 magnituder ungefär var 30:e dygn, såväl som mer sinusformade variationer med en amplitud på 0,2 magnituder över 11,6 år.
En första tolkning av variabiliteten var att en skiva av material runt komponent B förmörkade komponent A och orsakade dämpningshändelserna, men man tror nu att förmörkelserna orsakas av att båda stjärnorna delvis förmörkas av en mycket större ring som förekommer runt paret.[6]
Protoplanetarisk skiva
[redigera | redigera wikitext]GW Orionis har en stor och massiv protoplanetarisk skiva som omger den. Stoftkontinuumemissionen antyder en skivradie på cirka 400 astronomiska enheter.[13] Skivan har en lutning på 137,6°.[6] Observationer av skivan gjorda med Atacama Large Millimeter Array identifierade tre separata stoftringar belägna vid ca 46, 188 och 338 astronomiska enheter från systemets mitt. De tre ringarna har uppskattat stoftmassorna 74, 168 och 245 gånger en jordmassa. Enligt Jiaqing Bi et al. är den yttersta ringen den största kända protoplanetära stoftringen. Stoftringarna är felinriktade och den innersta stoftringen är excentrisk förmodligen på grund av pågående dynamiska interaktioner mellan trippelstjärnorna och den omgivande trippelskivan.[7]
Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, GW Orionis, 11 september 2023.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- ^ [a b c d e f] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
- ^ [a b] Shevchenko, V. S.; et al. (1998). "The quasi-Algol GW Ori: The nature of eclipses and estimation of the component masses". Astronomy Letters. 24 (4): 528–534. Bibcode:1998AstL...24..528S.
- ^ [a b] Fang, M.; et al. (2014). "GW Orionis: Inner disk readjustments in a triple system". Astronomy and Astrophysics. 570. A118. arXiv:1407.4959. Bibcode:2014A&A...570A.118F. doi:10.1051/0004-6361/201424146. S2CID 119210837.
- ^ [a b c d e] Prato, L.; et al. (2018). "Orbital Solution for the Spectroscopic Binary in the GW Ori Hierarchical Triple". The Astrophysical Journal. 852 (1). 38. arXiv:1711.09449. Bibcode:2018ApJ...852...38P. doi:10.3847/1538-4357/aa98df. S2CID 119238386.
- ^ [a b c d e f] https://www.universeguide.com/star/25689/gworionis. Hämtad 2023-09-30.
- ^ [a b c d e f g h i] Czekala, Ian; et al. (2017). "The Architecture of the GW Ori Young Triple-star System and Its Disk: Dynamical Masses, Mutual Inclinations, and Recurrent Eclipses". The Astrophysical Journal. 851 (2). 132. arXiv:1710.03153. Bibcode:2017ApJ...851..132C. doi:10.3847/1538-4357/aa9be7. S2CID 73629935. When we combined the RV constraints with the disk-based constraint on Mtot, we found stellar masses of MA = 2.7 M⊙, MB = 1.7 M⊙, and MC = 0.9 M⊙, to a precision of ± 0.3 M⊙
- ^ [a b c d] Bi, Jiaqing; et al. (2020). "GW Ori: Interactions between a Triple-star System and Its Circumtriple Disk in Action". The Astrophysical Journal. 895 (1). L18. arXiv:2004.03135. Bibcode:2020ApJ...895L..18B. doi:10.3847/2041-8213/ab8eb4. The stellar masses have been constrained to be ~2.7, 1.7, and 0.9 M⊙, respectively (Czekala et al. 2017)
- ^ [a b] HD 244138 (unistra.fr). Hämtad 2023-09-30.
- ^ "GW Ori". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2018-03-21.
- ^ [a b] Mathieu, Robert D.; et al. (1991). "The T Tauri spectroscopic binary GW Orionis". The Astronomical Journal. 101: 2184–2198. Bibcode:1991AJ....101.2184M. doi:10.1086/115841.
- ^ Joy, Alfred H.; Wilson, Ralph E. (1949). "Stars whose Spectra have Bright H and K Lines of Calcium". The Astrophysical Journal. 109: 231–243. Bibcode:1949ApJ...109..231J. doi:10.1086/145126.
- ^ Berger, J.-P.; et al. (2011). "First astronomical unit scale image of the GW Orionis triple system". Astronomy and Astrophysics Letters. 529. L1. arXiv:1103.3888. Bibcode:2011A&A...529L...1B. doi:10.1051/0004-6361/201016219. S2CID 14305837.
- ^ Fang, M.; et al. (2017). "Millimeter observations of the disk around GW Orionis". Astronomy and Astrophysics. 603. A132. arXiv:1705.01917. Bibcode:2017A&A...603A.132F. doi:10.1051/0004-6361/201628792. S2CID 119328687.
