U Orionis

Stern
U Orionis
U Orionis
U Orionis ist rot eingekreist
AladinLite
Beobachtungsdaten
Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Orion
Rektaszension 05h 55m 49,17076s [1]
Deklination +20° 10′ 30,6779″ [1]
Winkelausdehnung {{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit 4,8 – 13,0 mag[2]
Helligkeit (U-Band)  mag
Helligkeit (B-Band)  mag
Helligkeit (V-Band)  mag
Helligkeit (R-Band)  mag
Helligkeit (I-Band)  mag
Helligkeit (J-Band)  mag
Helligkeit (H-Band)  mag
Helligkeit (K-Band)  mag
G-Band-Magnitude  mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp Mira[2]
B−V-Farbindex +2,07[3]
U−B-Farbindex
R−I-Index
Spektralklasse M6e-M9.5e[2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit  km/s
Parallaxe (3,4924 ± 0,1820) mas[1]
Entfernung  pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis  mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol {{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:  mas/a
Dekl.-Anteil:  mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse 0,88 M☉[4]
Radius (370 ± 96) R☉[5]
Leuchtkraft

7000 L☉[6]

Effektive Temperatur 2641 K[4]
Metallizität [Fe/H] 0,54[4]
Rotationsdauer
Alter  a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bayer-BezeichnungU Ori
Bonner DurchmusterungBD +20°1171a
Bright-Star-Katalog HR 2063 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 39816 [2]
Hipparcos-KatalogHIP 28041 [3]
SAO-KatalogSAO 77730 [4]
Anmerkung
{{{Anmerkung}}}

U Orionis, abgekürzt U Ori, ist ein veränderlicher Stern vom Mira-Typ im Sternbild Orion. Es handelt sich um einen klassischen langperiodischen veränderlichen Stern, der seit 1885 beobachtet wird.

Entdeckung

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U Orionis in der Bildmitte mit einer scheinbaren Helligkeit von ca. 12 mag (5. Februar 2017)

Der Stern wurde am 13. Dezember 1885 von J. E. Gore entdeckt und anfänglich für eine Nova im frühen Abklingstadium gehalten, aber ein in Havard aufgenommenes Spektrum zeigte Eigenschaften ähnlich zu denen von Mira. So wurde U Orionis der erste langperiodische veränderliche Stern, der anhand einer fotografischen Aufnahme seines Spektrums erkannt wurde.[7]

Position

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Der Stern U Orionis befindet sich im nördlichen Bereich des Sternbildes Orion, östlich des Sternbilds Zwillinge. U Orionis liegt weniger als ein halbes Grad östlich des mit einer kleineren Amplitude veränderlichen Sterns χ1 Orionis und weniger als eine Bogenminute vom sehr viel schwächeren bedeckungsveränderlichen Stern UW Orionis entfernt. χ1 Orionis ist ein wenig heller als U Orionis an seinem Helligkeitsmaximum, während UW Orionis mehr als tausendmal schwächer ist, vergleichbar mit U Orionis an seinem Helligkeitsminimum.

Sternparameter

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Die visuelle Lichtkurve von U Orionis nach AAVSO-Daten[8]

Der Stern hat eine geringe effektive Temperatur, sie schwankt mit den Pulsationen, liegt aber bei grob 2.700 K. Er ist zu einem Radius von 370 R☉[5] aufgebläht und hat eine Leuchtkraft, die um den Faktor 7.000 größer ist als die Sonnenleuchtkraft.[6] Würde U Orionis an die Stelle unserer Sonne gesetzt, so würde sie über die Marsbahn hinausreichen, der Radius läge bei ca. 1,7 astronomischen Einheiten. Die Dauer zwischen zwei Helligkeitsmaxima beträgt gut ein Jahr, wie der abgebildeten Lichtkurve entnommen werden kann. Im Bright-Star-Katalog werden 368,3 Tage angegeben, mit einer Schwankung zwischen 367,9 und 376,0 Tagen.[9]

Mögliches Planetensystem

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Nach Rudnitskij[10] konnte eine 12 bis 15-jährige überlagerte Periodizität beobachtet werden. Der Autor schließt, dass eine solche Periodizität mit der Umlaufperiode eines unsichtbaren Begleiters zusammenfallen könnte, möglicherweise eines Planeten. Bislang (2023) gibt es allerdings keinen klaren Hinweis auf ein Planetensystem.

Einzelnachweise

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  1. ↑ a b A. G. A. Brown et al. (Gaia collaboration): Gaia Early Data Release 3. Summary of the contents and survey properties. In: Astronomy & Astrophysics. Band 649, Mai 2021, doi:10.1051/0004-6361/202039657, bibcode:2021A&A...649A...1G (englisch, Erratum doi:10.1051/0004-6361/202039657e).
  2. ↑ a b c N. N. Samus, E. V.Kazarovets, O. V. Durlevich, N. N. Kireeva, E. N. Pastukhova: General catalogue of variable stars: Version "gcvs" 5.1. In: Astronomy Reports. Band 61, Nr. 1, 2017, S. 80, doi:10.1134/S1063772917010085, bibcode:2017ARep...61...80S (englisch).
  3. ↑ J.-C. Mermilliod: Compilation of Eggen's UBV data, transformed to UBV (unpublished). In: Catalogue of Eggen's UBV Data. 1986, bibcode:1986EgUBV........0M (englisch).
  4. ↑ a b c F. Anders, A. Khalatyan, C. Chiappini, A. B. Queiroz, B. X. Santiago, C. Jordi, L. Girardi, A. G. A. Brown, G. Matijevic, G. Monari, T. Cantat-Gaudin, M. Weiler, S. Khan, A. Miglio, I. Carrillo, M. Romero-Gómez, I. Minchev, R. S. de Jong, T. Antoja, P. Ramos, M. Steinmetz, H. Enke: Photo-astrometric distances, extinctions, and astrophysical parameters for Gaia DR2 stars brighter than G = 18. In: Astronomy & Astrophysics. Band 628, 1. August 2019, S. A94, doi:10.1051/0004-6361/201935765, bibcode:2019A&A...628A..94A (englisch).
  5. ↑ a b Van Belle et al.: Angular Size Measurements of 18 Mira Variable Stars at 2.2 microns. In: Astronomical Journal. Band 112, 1996, S. 2147, doi:10.1086/118170, bibcode:1996AJ....112.2147V (englisch).
  6. ↑ a b Mondal, Chandrasekhar: Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 348, Nr. 4, 2004, S. 1332–1336, doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07454.x, bibcode:2004MNRAS.348.1332M (englisch).
  7. ↑ Monck: Mr Gore's Nova Orionis. In: The Observatory. Band 10, 1887, S. 69–71, bibcode:1887Obs....10...69M (englisch).
  8. ↑ Download Data. AAVSO, abgerufen am 3. Januar 2024 (englisch).
  9. ↑ U Ori im Bright-Star-Katalog. VizieR, abgerufen am 4. Januar 2024 (englisch).
  10. ↑ Rudnitskij: Molecular Masers in Variable Stars. In: Publications of the Astronomical Society of Australia. Band 19, Nr. 4, 2002, S. 499–504, doi:10.1071/AS02018, bibcode:2002PASA...19..499R (englisch).