U Orionis
| Stern U Orionis | |||||||||||||
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| U Orionis ist rot eingekreist | |||||||||||||
| AladinLite | |||||||||||||
| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||
| Sternbild | Orion | ||||||||||||
| Rektaszension | 05h 55m 49,17s [1] | ||||||||||||
| Deklination | +20° 10′ 30,7″ [1] | ||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 4,8 – 13,0 mag [2] | ||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | Mira [2] | ||||||||||||
| B−V-Farbindex | +2,07 [3] | ||||||||||||
| Spektralklasse | M6e-M9.5e [2] | ||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||
| Parallaxe | (3,4924 ± 0,1820) mas [1] | ||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||
| Masse | 0,88 M☉ [4] | ||||||||||||
| Radius | (370 ± 96) R☉ [5] | ||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||
| Effektive Temperatur | 2641 K [4] | ||||||||||||
| Metallizität [Fe/H] | 0,54 [4] | ||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||
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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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
Der Stern hat eine geringe effektive Temperatur, sie schwankt mit den Pulsationen, liegt aber bei grob 2.700 K. Er ist zu einen 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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
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[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ 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).
- ↑ Monck: Mr Gore's Nova Orionis. In: The Observatory. Band 10, 1887, S. 69–71, bibcode:1887Obs....10...69M (englisch).
- ↑ Download Data. AAVSO, abgerufen am 3. Januar 2024 (englisch).
- ↑ U Ori im Bright-Star-Katalog. VizieR, abgerufen am 4. Januar 2024 (englisch).
- ↑ 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).