VV Orionis (VV Ori / HD 36695 / HR 1868)[7] ye un sistema estelar asitiáu debaxo del Cinturón d'Orión, na constelación del mesmu nome. D'alcuerdu al so paralax alcuéntrase a 1850 años lluz del Sistema Solar.

Ficha d'oxetu celesteVV Orionis
variable Algol (es) Traducir[1], Estrella binaria espectroscópica[1] y fonte d'infrarroxos[1]
Datos d'observación
Ascensión reuta (α) 83,381030167326 °[2]
Declinación (δ) −1,1560720853159 °[2]
Distancia a la Tierra 376,9176 pc
Magnitú aparente (V) 5,34 (banda V)
Constelación Orión
Velocidá de rotación 120 km/s[4]
Velocidá radial 3,3 km/s[5]
Parallax 2,6531 mas[2]
Tipu espectral B9IV/V[6]
Otros nomes
Cambiar los datos en Wikidata

Coordenaes: Sky map 5h 33m 31.447s, -1° 9 21.86

La estrella principal del sistema ye una binaria espectroscópica con un periodu orbital de 1,485378 díes (1 día, 11 hores y 39 minutos). La solución orbital da una separación ente les componentes de namái 0,063 UA —un 15% de la distancia ente Mercuriu y el Sol. La más lluminosa del par ye una estrella azul de tipu espectral B1V con una incierta temperatura entendida ente 21.000 y 25.000 K. Ye tamién la componente más masiva con una masa averada de 10,8 mases solares y una lluminosidá 9400 vegaes mayor que la lluminosidá solar. El so radiu ye 2,5 vegaes más grande que'l del Sol. La otra componente ye una estrella blancu-azulada de tipu B7V y 15.500 K de temperatura. 330 vegaes más lluminosa que'l Sol, tien una masa de 4,5 mases solares. El diámetru d'esta postrera ye la metá que'l de la so compañera.[8] Estes cifres, sicasí, nun concordar coles llograes direutamente a partir de lluminosidá y temperatura; la discrepancia probablemente tenga'l so orixe en que la distancia determinada pola paralax ye escesiva —una distancia de 1200 años lluz puede averase más a la realidá.[8]

Yá que el planu orbital ye casi paralelu a la llinia de visión, VV Orionis ye una binaria eclipsante qu'exhibe dos eclises desiguales. L'eclís principal tien llugar cuando la estrella B7, menos lluminosa, pasa per delantre de la so compañera, lo que trai una cayida nel rellumu de magnitú +5,3 a +5,7, siendo la so duración de 2,5 hores. Cuando la estrella más lluminosa pasa per delantre de la so compañera tien llugar l'eclís secundariu, produciéndose una cayida nel rellumu de 0,2 magnitúes.[8]

Una tercer estrella, con una separación de 1 UA, orbita el par interior cada 119 díes. Ye una estrella blanca de tipu A.

Ver tamién

editar

Referencies

editar
  1. 1,0 1,1 1,2 Afirmao en: SIMBAD.
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 Afirmao en: Gaia DR2. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 25 abril 2018.
  3. Afirmao en: Catalogue of Stellar Photometry in Johnson's 11-color system. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 2002.
  4. «Rotational Velocities of B Stars» (n'inglés). The Astrophysical Journal (1):  páxs. 359–365. xunetu 2002. doi:10.1086/340590. 
  5. Ralf-Dieter Scholz (payares 2007). «Astrophysical supplements to the ASCC-2.5: Ia. Radial velocities of ∼55000 stars and mean radial velocities of 516 Galactic open clusters and associations». Astronomische Nachrichten (9):  páxs. 889-896. doi:10.1002/ASNA.200710776. 
  6. Afirmao en: Michigan catalogue of two-dimensional spectral types for the HD Stars, Vol. 5. Llingua de la obra o nome: inglés. Data d'espublización: 1999.
  7. VV Orionis - Spectroscopic binary (SIMBAD)
  8. 8,0 8,1 8,2 VV Orionis (Stars, Jim Kaler)

Coordenaes:   5h 33m 31.447s, -1° 9 21.86