Algjebba[9] eller Eta Orionis (η Orionis, förkortat Eta Ori, η Ori), som är stjärnans Bayer-beteckning, är en multippelstjärna belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Orion. Den har en kombinerad skenbar magnitud på 3,42[2], är synlig för blotta ögat där ljusföroreningar ej förekommer. Baserat på parallaxmätning inom Hipparcosuppdraget på ca 3,3[1] mas, beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 000 ljusår (ca 300 parsek) från solen.
| Algjebba (η) | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000.0 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Orion |
| Rektascension | 05t 24m 28,61672s[1] |
| Deklination | -02° 23′ 49,7311″[1] |
| Skenbar magnitud () | +3,42[2] (4,50 + 5,90 + 5,65 + 4,95)[3] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | B1 V / B3 V / B3 V / B2 V[3] |
| U–B | -0,90[2] |
| B–V | -0,17[2] |
| Variabeltyp | Algol[4] |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +19,8[5] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,71[1] mas/år Dek.: -3,46[1] mas/år |
| Parallax () | 3,34 ± 1,07[1] |
| Avstånd | ca 1 000 lå (ca 300 pc) |
| Absolut magnitud () | -3,86 / -4,03 ± [6] |
| Detaljer | |
| Massa | 11,0 ± 0,5[7] M☉ |
| Radie | 6,3 ± 0,6[7] R☉ |
| Luminositet | 29 476[6] L☉ |
| Temperatur | 26 600 ± 284[7] K |
| Vinkelhastighet | 130[7] km/s |
| Andra beteckningar | |
| η Ori, 28 Orionis, BD-02° 1235, HD 35411, HIP 25281, HR 1788, SAO 132071. [8] | |
Nomenklatur
redigeraDet ursprungliga arabiska namnet för stjärnan var Saiph som är arabiska för "svärd",[10] och Algjebbah arabiska för "sköld".[9]
Egenskaper
redigeraPrimärstjärnan Eta Orionis Aa är en blå till vit stjärna i huvudserien av spektralklass B1 V[3]. Den har en massa som är ca 11[7] gånger större än solens massa, en radie som är ca 6,3[7] gånger större än solens och utsänder från dess fotosfär ca 29 500[6] gånger mera energi än solen vid en effektiv temperatur av ca 26 600[7] K.
Konstellation
redigeraEta Orionis är listad i flera stjärnkataloger med två följeslagare: en ljus, Eta Orionis B, separerad med mindre än 2 bågsekunder och en svag, Eta Orionis C, separerad med nästan 2 bågminuter.[11] Primärstjärnan, Eta Orionis A, är i sig en spektroskopisk trippelstjärna, känd genom multippla spektrallinjer med varierande radiella hastigheter.[7] Den mest avlägsna följeslagaren, Eta Orionis Ac, har upplösts med hjälp av speckleinterferometri, med en avstånd på ca 0,04 bågsekunder. Den kretsar kring de andra två med en omloppsperiod på 9,4 år.[3] De två närmaste liggande stjärnorna, Eta Orionis Aa och Eta Orionis Ab, är separerade med endast en tiondedels astronomisk enhet och har en omloppsperiod på knappt åtta dygn.[7]
Konstellationen ligger inom Orion OB1-föreningen, en grupp massiva stjärnor som omfattar de flesta av Orions ljusa stjärnor.[12] Den tilldelas den äldsta och närmaste delen av föreningen, känd som OB1a.[13]
Variabilitet
redigeraEta Orionis sjunker i ljusstyrka vart fjärde dygn från en kombinerad skenbar magnitud av 3,31 till omkring 3,6. Detta beror på förmörkelser mellan de två närmaste komponenterna, Eta Orionis Aa och Eta Orionis Ab.[4] De primära och sekundära förmörkelserna är mycket lika, med 0,24 respektive 0,23 enheter i magnitud.[14]
Det har också föreslagits att komponent Eta Orionis Ab i sig själv är variabel med en period på 0,3 dygn och en mycket liten amplitud. Denna stjärna har ovanliga variabla spektrallinjer och ligger inom den β Cephei-variabla instabilitetsområdet.[7] Det anses emellertid nu (2018) att den variabla komponenten är antingen Eta Orionis B eller Eta Orionis Ac, eventuellt på grund av en osynlig följeslagare eller av rotationsmodulering. Den aktuella perioden är 0,432 dygn och 0,3-dagarsperioden var ett alias.[14]
Referenser
redigera- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, tidigare version.
Noter
redigera- ^ [a b c d e f] van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
- ^ [a b c d] Crawford, D. L.; Barnes, J. V.; Golson, J. C. (1971). "Four-color, H-beta, and UBV photometry for bright B-type stars in the northern hemisphere". The Astronomical Journal. 76: 1058. Bibcode:1971AJ.....76.1058C. doi:10.1086/111220.
- ^ [a b c d] Balega, I. I; Balega, Yu. Yu; Hofmann, K. -H; Tokovinin, A. A; Weigelt, G. P (1999). "Parameters of four multiple systems from speckle interferometry". Astronomy Letters. 25 (12): 797. Bibcode:1999AstL...25..797B.
- ^ [a b] AAVSO International Variable Star Index VSX (Watson+, 2006-2012) VizieR
- ^ Evans, D. S. (June 20–24, 1966). Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick, eds. "The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities". Determination of Radial Velocities and Their Applications. 30: 57. Bibcode:1967IAUS...30...57E.
- ^ [a b c] https://www.universeguide.com/star/etaorionis. Hämtad 2019-01-11.
- ^ [a b c d e f g h i j] De Mey, K.; Aerts, C.; Waelkens, C.; Van Winckel, H. (1996). "The early-type multiple system η Orionis. II. Line profile variations in component Ab". Astronomy and Astrophysics. 310: 164. Bibcode:1996A&A...310..164D.
- ^ "CCDM J05245-0223AB -- Double or multiple star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, hämtad 2012-02-09
- ^ [a b] Moore, P. (1983). The Guinness Book of Astronomy: Facts and Feats (2nd ed.). Middlesex: Guinness Superlatives Limited. p. 230.
- ^ Allen, R. H. (1899). Star-Names and Their Meanings. New York: G. E. Stechert. p. 316. Saiph was also used to indicate Kappa Orionis in the same constellation.
- ^ Mason, Brian D; Wycoff, Gary L; Hartkopf, William I; Douglass, Geoffrey G; Worley, Charles E (2001). "The 2001 US Naval Observatory Double Star CD-ROM. I. The Washington Double Star Catalog". The Astronomical Journal. 122 (6): 3466. Bibcode:2001AJ....122.3466M.
- ^ Abt, H. A; Levato, H (1977). "Spectral types in the Orion OB1 association". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 89: 797. Bibcode:1977PASP...89..797A.
- ^ Warren, W. H., Jr; Hesser, J. E (1978). "A photometric study of the Orion OB 1 association. III - Subgroup analyses". The Astrophysical Journal Supplement Series. 36: 497. doi:10.1086/190510.
- ^ [a b] Waelkens, C.; Lampens, P. (1988). "The early-type multiple system eta Orionis. I. Photometric variability and rediscussion of the physical parameters of the components". Astronomy and Astrophysics. 194: 143. Bibcode:1988A&A...194..143W.