Theta1 Orionis B

Mehrfachstern
Theta1 Orionis B
Sterne des Trapez benannt
Sterne des Trapez benannt
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Orion
Rektaszension 05h 35m 16,11s [1]
Deklination -05° 23′ 6,9″ [1]
Scheinbare Helligkeit 7,96 (7,9 bis 8,65) mag [1][2]
Typisierung
B−V-Farbindex (+0,24) [1]
U−B-Farbindex (−0,49) [1]
Spektralklasse B1 V [1]
Veränderlicher Sterntyp EA [2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (26 ± 1) km/s [1]
Eigenbewegung 
Rek.-Anteil: (−0,9 ± 2,1) mas/a
Dekl.-Anteil: (+0,1 ± 1,3) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse (7 / 4 / 3 / 1 / 2 / 4 bis 6) M [3]
Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bayer-BezeichnungTheta1 Orionis B
Flamsteed-Bezeichnung41 Orionis B
Bonner DurchmusterungBD −5° 1315B
Bright-Star-Katalog HR 1893 [1]
Henry-Draper-KatalogHD 37021 [2]
Tycho-KatalogTYC 4774-954-1[3]
2MASS-Katalog2MASS J05351611-0523068[4]
Weitere Bezeichnungen BM Orionis
Aladin previewer

Theta1 Orionis B (θ1 Orionis B, θ1 Ori B, auch 41 Ori B) ist ein Mehrfachsternsystem und ein Mitglied des Trapez im Orionnebel.

Mini-ClusterBearbeiten

Das Theta1 Orionis B System besteht wohl aus sechs oder mehr Sternen, benannt als B1 bis B6,[3][4] möglicherweise kommt noch ein weiterer Stern dazu.[5] Die Sterne scheinen gravitativ aneinander gebunden zu sein, es wird jedoch vermutet, dass dieses System nicht über eine längere Zeit stabil sein kann. Entsprechend wird erwartet, dass die masseärmeren Komponenten mit der Zeit aus dem System geworfen werden als Runaway-Sterne.

Die Massen der Komponenten sind sehr unterschiedlich. Am meisten Masse hat die Kombination B1, B5 und B6 mit zusammen etwa 14 Sonnenmassen. Bereits seit längerem war bekannt, dass Komponente B1 einen Begleiter B5 in lediglich etwa 0,12 AE Entfernung hat was ihn zu einem Algolstern macht. Im Jahre 2018 konnte jedoch mithilfe von GRAVITY eine weitere Komponente B6 in einer Entfernung von 3 bis 7 AE aufgelöst werden.[3] Die Komponenten B2 und B3 liegen etwa 50 AE auseinander (0,12 Winkelsekunden) und haben 4 respektive 3 Sonnenmassen.

Die Zentren von B1/B5/B6 und B2/B3 liegen etwa 0,9 Winkelsekunden auseinander. Die geringste Masse im System scheint die etwas abseits liegende Komponente B4 mit lediglich 1 Sonnenmasse zu haben. Entsprechend wird auch erwartet, dass diese Komponente zuerst aus dem System geschleudert wird.[4][5]

Komponente Sonnenmassen Spektral-
klasse
Entfernung
(AE)
B1 7,2 ± 0,2 B1 V -
B2 4 ? 382 ± 6
B3 3 ? 49 ± 1
B4 1 ? 248 ± 4
B5 2 ? 0,120 ± 0,002
B6 4 bis 6 B 3,5 bis 7,2

WeblinksBearbeiten

EinzelnachweiseBearbeiten

  1. a b c d e f tet01 Ori B. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 14. April 2019.
  2. a b V1016 Ori. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 14. April 2019.
  3. a b c GRAVITY collaboration: Multiple star systems in the Orion nebula. In: Astronomy & Astrophysics. 620, 2018, S. A116. arxiv:1809.10376. bibcode:2018A&A...620A.116G. doi:10.1051/0004-6361/201833575.
  4. a b L. M. Close, A. Puglisi, J. R. Males, C. Arcidiacono, A. Skemer, J. C. Guerra, L. Busoni, G. Brusa, E. Pinna, D. L. Miller, A. Riccardi, D. W. McCarthy, M. Xompero, C. Kulesa, F. Quiros-Pacheco, J. Argomedo, J. Brynnel, S. Esposito, F. Mannucci, K. Boutsia, L. Fini, D. J. Thompson, J. M. Hill, C. E. Woodward, R. Briguglio, T. J. Rodigas, R. Briguglio, P. Stefanini, G. Agapito, P. Hinz: High-resolution Images of Orbital Motion in the Orion Trapezium Cluster with the LBT AO System. In: The Astrophysical Journal. 749, Nr. 2, 2012, S. 180. arxiv:1203.2638. bibcode:2012ApJ...749..180C. doi:10.1088/0004-637X/749/2/180.
  5. a b Christine Allen, Rafael Costero, Miroslava Hernández: The Dynamical Future of the Mini-cluster θ1 Ori B. In: The Astronomical Journal. 150, Nr. 6, 2015, S. 167. bibcode:2015AJ....150..167A. doi:10.1088/0004-6256/150/6/167.