BF Orionis
| BF Orionis | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Orion |
| Rektascension | 05t 37m 13,2624s[1] |
| Deklination | -06° 35′ 00,5654 ″[1] |
| Skenbar magnitud () | 9,69[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | A5 II-III[3] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | 68,139 ± 0,831[2] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: +0,873 ± 0,025[1] mas/år Dek.: +0,654 ± 0,023[1] mas/år |
| Parallax () | 2,6173 ± 0,0279[4] |
| Avstånd | 1 250 ± 10 lå (382 ± 4 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 1,85 +0,15−0,00[5] M☉ |
| Radie | 1,59 ± 0,20[5] R☉ |
| Luminositet | 39[4] L☉ |
| Temperatur | 8 750[6] K |
| Vinkelhastighet | 37 ± 2[3] km/s |
| Ålder | 17,14 +2,80−0,00[5] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| BD-06 1259, AP J05371326-0635005, 2E 1442, GSC 04778-01087, HIC 26403, HIP 26403, IRAS 05348-0636, 2MASS J05371326-0635005, PPM 188266, UCAC2 29401142, UCAC4 418-010251, uvby98 -000601259 V, BF Orionis, WISEA J053713.26-063500.5, WISE J053713.26-063500.5, Gaia DR3 3016930993175889792, Gaia DR2 3016930993175537536[2] | |
BF Orionis är en ensam stjärna belägen inom Orionnebulosan i den mellersta delen av stjärnbilden Orion. Den har en skenbar magnitud av ca 9,69[2] och kräver ett teleskop för att kunna observeras. Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 2,62 mas,[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 250 ljusår (382 parsek) från solen. Den rör sig bort från solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca 68 km/s.[2] Stjärnan är den mest massiva i den lilla födelsehopen med fyra stjärnor.[7]
Egenskaper[redigera | redigera wikitext]
BF Orionis är en vit till blå ljusstark jättestjärna av spektralklass A5 II-III,[3] som är en ung variabel Herbig-Ae/Be-stjärna liknande UX Orionis.[7] Den har en massa som är lika med ca 1,9[5] solmassa, en radie som är ca ljusstark 1,6[5] solradie och utsänder energi från dess fotosfär motsvarande ca 39 gånger solen[4] vid en effektiv temperatur av ca 8 750 K.[6]
BF Orionis samlar fortfarande på sig massa och är omgiven av en massiv, optiskt tjock protoplanetarisk skiva på 0,005 ± 0,002 solmassa[5] som från jorden syns nästan från sidan. Stjärnans ljusstyrka är starkt variabel, med oregelbundna djupminima ner till 13:e magnituden. Variationerna misstänks delvis vara orsakade av en brun dvärg eller massiv planet inbäddad i den protoplanetära skivan,[8] tillsammans med mycket stora kometer.[9]
Till skillnad från typiska Herbig Ae/Be-stjärnor, varav 90-95 procent inte har mätbara magnetfält, har BF Orionis ett ganska starkt longitudinellt magnetfält på -144 ± 21 gauss.[3] Den har också små (0,11 magnitud) kortperiodiga singelmodspulseringar av Delta Scuti-typ.[10]
Referenser[redigera | redigera wikitext]
- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, BF Orionis, 30 april 2023.
Noter[redigera | redigera wikitext]
- ^ [a b c d e] 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 c d e] BF Ori (unistra.fr). Hämtad 2023-09-28.
- ^ [a b c d] Wade, G. A.; Bagnulo, S.; Drouin, D.; Landstreet, J. D.; Monin, D. (2007). "A search for strong, ordered magnetic fields in Herbig Ae/Be stars". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 376 (3): 1145–1161. arXiv:astro-ph/0701387. Bibcode:2007MNRAS.376.1145W. doi:10.1111/j.1365-2966.2007.11495.x. S2CID 14156014.
- ^ [a b c] Grinin, V. P.; Kozlova, O. V.; Natta, A.; Ilyin, I.; Tuominen, I.; Rostopchina, A. N.; Shakhovskoy, D. N. (2001). "Optical spectra of five UX Orionis-type stars". Astronomy and Astrophysics. 379 (2): 482. Bibcode:2001A&A...379..482G. doi:10.1051/0004-6361:20011280. S2CID 121844237.
- ^ [a b c d e f] Guzmán-Díaz, J.; Mendigutía, I.; Montesinos, B.; Oudmaijer, R. D.; Vioque, M.; Rodrigo, C.; Solano, E.; Meeus, G.; Marcos-Arenal, P. (2021), "Homogeneous study of Herbig Ae/Be stars from spectral energy distributions and Gaia EDR3", Astronomy & Astrophysics, 650: A182, arXiv:2104.11759, Bibcode:2021A&A...650A.182G, doi:10.1051/0004-6361/202039519, S2CID 233393918
- ^ [a b] Mora, A.; Eiroa, C.; Natta, A.; Grady, C. A.; De Winter, D.; Davies, J. K.; Ferlet, R.; Harris, A. W.; Miranda, L. F.; Montesinos, B.; Oudmaijer, R. D.; Palacios, J.; Quirrenbach, A.; Rauer, H.; Alberdi, A.; Cameron, A.; Deeg, H. J.; Garzón, F.; Horne, K.; Merín, B.; Penny, A.; Schneider, J.; Solano, E.; Tsapras, Y.; Wesselius, P. R. (2004). "Dynamics of the circumstellar gas in the Herbig Ae stars BF Orionis, SV Cephei, WW Vulpeculae and XY Persei". Astronomy & Astrophysics. 419: 225–240. arXiv:astro-ph/0402614. Bibcode:2004A&A...419..225M. doi:10.1051/0004-6361:20040096. S2CID 17149403.
- ^ [a b] Testi, L.; Palla, F.; Natta, A. (1998). "The onset of cluster formation around Herbig Ae/Be stars". arXiv:astro-ph/9811210.
- ^ [a b] Grinin, V. P.; Rostopchina, A. N.; Barsunova, O. Yu.; Demidova, T. V. (2010). "Mechanism for cyclical activity of the Herbig Ae star BF Ori". Astrophysics. 53 (3): 367–372. Bibcode:2010Ap.....53..367G. doi:10.1007/s10511-010-9128-7. S2CID 56017726.
- ^ Shevchenko, V. S.; Ezhkova, O. V. (2001). "Long-Term Cyclicity of the Herbig Ae Star BF Ori: Giant Protocomets and Accretion from a Protoplanetary Disk". Astronomy Letters. 27 (1): 39. Bibcode:2001AstL...27...39S. doi:10.1134/1.1336861. S2CID 121443217.
- ^ Marconi, M.; Ripepi, V.; Alcala', J. M.; Covino, E.; Palla, F.; Terranegra, L. (2000). "Pulsation in two Herbig Ae stars: HD 35929 and V351 Ori". Astronomy and Astrophysics. 355. arXiv:astro-ph/0002466. Bibcode:2000A&A...355L..35M.
