U Ориона
| U Ориона | |
|---|---|
| Звезда | |
| Наблюдательные данные (Эпоха J2000) |
|
| Прямое восхождение | 05ч 55м 49,1689с +20° 10′ 30,687″ |
| Склонение | 05ч 55м 49,1689с +20° 10′ 30,687″ |
| Расстояние | 997,56 св. года (306±61 пк) [1] |
| Видимая звёздная величина (V) | 4.8 - 13.0 |
| Созвездие | Орион |
| Астрометрия | |
| Параллакс (π) | 2.29 ± 1.21 mas |
| Абсолютная звёздная величина (V) | -4.67 |
| Спектральные характеристики | |
| Спектральный класс | M8III |
| Показатель цвета | |
| • B−V | 1.26 |
| Физические характеристики | |
| Масса | ≥1,5 M⊙ |
| Радиус | 370±96[2] R⊙ |
| Температура | ≈2750[3] K |
| Светимость | 7000[3] L⊙ |
| Коды в каталогах | |
| U Ori, HIP 28041, HD 39816,HR 2063, BD+20 1171a, RAFGL 837, SAO 77730 | |
U Ориона (U Orionis, U Ori) — переменная звезда типа Миры в созвездии Ориона. Является классической долгопериодической переменной звездой. Наблюдения U Ориона проводятся в Великобритании более 120 лет. Звезда была открыта 13 декабря 1885 г. Дж. Е. Гоуром (англ. J.E. Gore) и, как поначалу считалось, являлась новой звездой на ранней стадии снижения блеска (в списках SIMBAD до сих пор обозначается как Gore’s Nova и NOVA Ori 1885), но спектр, полученный в Гарварде, показал особенности, характерные для Миры. Таким образом, U Ориона стала первой долгопериодической переменной, идентифицированной по фотографии спектра[4].
Параметры звезды
U Ориона обладает низкой эффективной температурой (примерно 2700 K), но очень большим радиусом (около 370 радиусов Солнца[2]) и светимостью, превышающей солнечную в 7000 раз[3] . Если заменить наше Солнце на U Ориона, то её радиус простирался бы за пределы орбиты Марса (примерно 1.7 а.е.); для того, чтобы на планете, обращающейся вокруг подобной звезды, могла существовать вода в жидком состоянии, а температура была пригодной для жизни, планету пришлось бы поместить на расстояние 85 а.е., в пределы пояса Койпера.
Указание на наличие планетной системы
Согласно работе Г. М. Рудницкого[5], наблюдается периодичность от 12 до 15 лет. Автор полагает, что подобная периодичность может совпадать с периодом обращения вокруг звезды невидимого компонента, вероятно планетарного. Однако надежного свидетельства наличия планеты получено не было.
Примечания
- ↑ Mondal. Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori // Bulletin of the Astronomical Society of India. — 2005. — Т. 33, № 2. — С. 97—102. — .
- ↑ 2,0 2,1 Van Belle et al. Angular Size Measurements of 18 Mira Variable Stars at 2.2 microns (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1996. — Vol. 112. — P. 2147. — doi:10.1086/118170. — .
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Mondal; Chandrasekhar. Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 2004. — Vol. 348, no. 4. — P. 1332—1336. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07454.x. — .
- ↑ Monck. Mr Gore's Nova Orionis (англ.) // The Observatory. — 1887. — Vol. 10. — P. 69—71. — .
- ↑ Rudnitskij. Molecular Masers in Variable Stars // Publications of the Astronomical Society of Australia. — 2002. — Т. 19, № 4. — С. 499—504. — doi:10.1071/AS02018. — .
