V1647 Orionis
| V1647 Orionis | |
 | |
| Observationsdata Epok: J2000 | |
|---|---|
| Stjärnbild | Orion |
| Rektascension | 05t 46m 13,14s[1] |
| Deklination | +00° 06′ 4,9″[1] |
| Skenbar magnitud () | +23,3 (tyst) 14-19 (eruption)[2] |
| Stjärntyp | |
| Spektraltyp | M3.9[3] |
| B–V | +1,41 |
| Variabeltyp | Orion-variabel av typen (FUor) och EXor |
| Astrometri | |
| Radialhastighet () | +40,3535[4] km/s |
| Egenrörelse (µ) | RA: -0,918[1] mas/år Dek.: -1,057[1] mas/år |
| Parallax () | 2,422 ± 0,1202[1] |
| Avstånd | 1 350 ± 70 lå (410 ± 20 pc) |
| Detaljer | |
| Massa | 0,8 ± 0,2[2] M☉ |
| Radie | 3 R☉ |
| Luminositet | 9,55 (tyst)[2] 44 (utbrott)[5] L☉ |
| Temperatur | 3 773,15 K |
| Vinkelhastighet | 120[2] km/s |
| Ålder | ca 0,5[2] miljoner år |
| Andra beteckningar | |
| AP J05461313-0006048, HOPS 388, IRAS 05436-0007, LMZ 12, 2MASS J05461313-0006048, 2MASS J05461314-0006048, OriBsmm 55, SDSS J054613.14-000604.1, TIC 176448070, V1647 Orionis, Gaia DR3 3219119189974545024, Gaia DR2 3219119189974545024[4][1] | |
V1647 Orionis (V1647 Ori) är en ung stjärna belägen i stjärnbilden Orion, ca 1 470 ljusår från solsystemet.[6][7] Den är belägen i reflektionsnebulosan M78 och är förbunden med McNeils nebulosa.[8]
Stjärnan är känd för att ha genomgått intensiva eruptiva fenomen vid flera tillfällen (det senaste inträffade 2008),[9] vars egenskaper har lett till att objektet betraktas som en Orion-variabel som är ett mellanting mellan två variabeltyper före huvudserien, FU Orionis (FUor)[7][10] och EX Lupi (EXor).[7][11]
Egenskaper
[redigera | redigera wikitext]Studier har visat att V1647 Orionis är en ung stjärna, förmodligen från tiden före huvudserien. Objektets ålder, baserat på evolutionära modeller och erhållna data, är mellan 100 000[7] och en halv miljon år.[12] Liksom alla stjärnor som bildas har V1647 Orionis en skiva av gas och silikatstoft i en omloppsbana, vilket medierar stjärnans ackretion, omgiven av ett gashölje som fyller på skivan med material.[13] Ackretionen sker med en genomsnittlig takt av ca 10−6[14] till 3 × 10-6 solmassa per år.[15] Den är också en källa till infraröd strålning, katalogiserad som IRAS 05436-0007.[10] Observationer år 2018 med ALMA-radiointerferometern gjorde det möjligt för astronomer att uppskatta den totala massan av den omgivande skivan till cirka 0,1 solmassa, bestående till stor del av gas och ca 1 procent stoft (ca 430 jordmassor), medan dess avstånd till protostjärnan är cirka 40 AE.[16]
Spektroskopiska och infraröda analyser har gjort det möjligt att mäta vissa av objektets fysikaliska parametrar med en viss approximation. Stjärnan verkar hittills ha ackumulerat en mängd materia av ca 0,8 ± 0,2 solmassa,[14] men den har en ganska stor radie, ungefär tre gånger solens.[7] detta resulterar i en densitet som fortfarande är otillräcklig för att kärnfusion av väte till helium ska kunna påbörjas. Den stora strålande ytan gör att objektet har en högre luminositet än solens, i genomsnitt cirka nio gånger högre.[14] Objektets spektrum visar också absorptionslinjer för kolmonoxid (CO), typiska för unga protostjärnor, med tecken på metaller som natrium och kalcium.[12] CO-emissionen kommer troligen från gaserna i den innersta delen av skivan, uppvärmda till 2 500 K, och är märkbar på grund av ett stoftfrigöringsområde, det vill säga ett område där stoftet är mer tunt och därför inte absorberar strålning.[17]
Erutiva fenomen
[redigera | redigera wikitext]
V1647 Orionis kännetecknas av stor variation, vilket manifesteras av starka utbrott som kraftigt ökar dess ljusstyrka. Det första registrerade utbrottet av objektet inträffade 1966-1967, identifierat av Gianluca Masi på arkivbilder av Evered Kreimer,[17] och studerades genom analys av fotografiska plåtar erhållna från observatorierna Asiago och Harvard. Den exakta varaktigheten av händelsen är inte känd men skulle vara mellan 5 och 20 månader.[11]
Mot slutet av 2003 visade stjärnan en plötslig ökning av dess luminositet,[12] ett tecken på att ett andra, intensivt utbrott hade inträffat. Händelsen studerades under två år, motsvarande den period då den bibehöll en övernormal luminositet. I oktober 2005 började dess luminositet minska, tills det i februari 2006[12] återgick till dess nivåer före utbrottet.[7][18] Under utbrottet nådde objektet en effektiv luminositet av 44 gånger solens.[19] Ett nytt utbrott registrerades i mitten av 2008,[9] och hade mycket liknande egenskaper som utbrottet som började fyra år tidigare.[20]
Utbrottet av V1647 Orionis är troligtvis förknippat med en plötslig massurladdning mot den unga stjärnans fotosfär från den heta omgivande skivan. Den plötsliga ökningen av ljusstyrka som registrerats skulle bero på en betydande ökning av ackretionshastigheten (med toppar av 5 × 10−6 solmassa/år),[15] troligen orsakad av en instabilitetshändelse i skivan.[11][13] Denna ökning resulterar i emission av en energirik vind som tunnar ut det omgivande stoftet, vilket gör objektet synligt, vilket normalt är dolt av det stoft som driver dess tillväxt. Dessa utbrott tros inträffa med karakteristiska intervaller och inträffar närhelst en betydande del av vad som kommer att vara stjärnans slutliga massa har ackumulerats.[12]
Denna dynamik är karakteristisk för både FU Orionis-objekt och EX Lupi-stjärnor. Av dessa skäl är klassificeringen av V1647 Orionis i den ena eller andra klassen en diskuterad fråga. Medan FUor kännetecknas av drastiska ökningar i luminositet (större än 5 magnituder i det visuella bandet) och varar i flera decennier,[21] verkar EXor-utbrott svagare och varar kortare tid, högst några år. <de verkar också återkomma över tid.[15]
Från 2008 till 2018 minskade objektets ljusstyrka gradvis, precis som mellan 2006 och 2008, och nådde ett minimum i början av 2018 på magnitud 20 i R-bandet.[22]
Se även
[redigera | redigera wikitext]Referenser
[redigera | redigera wikitext]- Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, V1647 Orionis, 19 april 2025.
Noter
[redigera | redigera wikitext]- 1 2 3 4 5 6 Vallenari, A.; et al. (Gaia collaboration) (2023). "Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties". Astronomy and Astrophysics. 674: A1. arXiv:2208.00211. Bibcode:2023A&A...674A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202243940. S2CID 244398875. Gaia DR3 record for this source at VizieR.
- 1 2 3 4 5 Aspin, Colin; Beck, Tracy L.; Reipurth, Bo (2008). "V1647 Orionis: One Year into Quiescence". The Astronomical Journal. 135 (1): 423. arXiv:0710.2691. Bibcode:2008AJ....135..423A. doi:10.1088/0004-6256/135/1/423.
- ↑ Birky, Jessica; Hogg, David W.; Mann, Andrew W.; Burgasser, Adam (2020). "Temperatures and Metallicities of M Dwarfs in the APOGEE Survey". The Astrophysical Journal. 892 (1): 31. arXiv:2001.04962. Bibcode:2020ApJ...892...31B. doi:10.3847/1538-4357/ab7004.
- 1 2 https://simbad.cds.unistra.fr/simbad/sim-id?Ident=V*+V1647+Ori. Hämtad 2026-03-28.
- ↑ Muzerolle, J.; Megeath, S. T.; Flaherty, K. M.; Gordon, K. D.; Rieke, G. H.; Young, E. T.; Lada, C. J. (2005). "The Outburst of V1647 Orionis Revealed by Spitzer". The Astrophysical Journal. 620 (2): L107–L110. arXiv:astro-ph/0412272. Bibcode:2005ApJ...620L.107M. doi:10.1086/428832.
- ↑ Kobus, J; Wolf, S; Ratzka, T; Brunngräber, R (2020). "Interferometric study on the temporal variability of the brightness distributions of protoplanetary disks". Astronomy and Astrophysics. 642 (A104): 30. arXiv:2008.08374. Bibcode:2020A&A...642A.104K. doi:10.1051/0004-6361/202038013.
- 1 2 3 4 5 6 7 Acosta-Pulido, J. A.; Kun, M.; Ábrahám, P.; Kóspál, Á; Csizmadia; S. Z. (2007). "The 2004-2006 Outburst and Environment of V1647 Ori". The Astronomical Journal. 133 (5): 2020-2036. arXiv:astro-ph/0408432. Bibcode:2007AJ....133.2020A. doi:10.1086/512101.
- ↑ Muzerolle, J; Megeath, S. T.; Flaherty, K.M.; Gordon, K. D.; Rieke, G. H.; Young, G. T.; Lada, C. J. (2005). "The Outburst of V1647 Orionis Revealed by Spitzer". Astrophysical Journal. 620 (2): L107-L110. arXiv:astro-ph/0412272. Bibcode:2005ApJ...620L.107M. doi:10.1086/428832.
- 1 2 Brittain, Sean D; Rettig, Terrence W; Simon, Theodore; Gibb, Erika L; Liskowsky, Joseph (2010). "Near-Infrared Spectroscopic Study of V1647 Ori". The Astrophysical Journal. 708 (1): 109-116. arXiv:0911.2940. Bibcode:2010ApJ...708..109B. doi:10.1088/0004-637X/708/1/109.
- 1 2 Walter, Frederick M; Stringfellow, Guy S; Sherry, William H; Field-Pollatou, Angeliki (2004). "V1647 Orionis (IRAS 05436-0007) in Outburst: The First Three Months". The Astronomical Journal. 128 (4): 1872-1879. arXiv:astro-ph/0406618. Bibcode:2004AJ....128.1872W. doi:10.1086/423703.
- 1 2 3 Aspin, Colin; Barbieri, Cesare; Boschi, Frederico; Di Mille, Francesco; Rampazzi, Francesca; Reipurth, Bo; Tsvetkov, Milcho (2006). "The 1966-1967 Outburst of V1647 Orionis and the Appearance of McNeil's Nebula". The Astronomical Journal. 132 (3): 1298-1306. Bibcode:2006AJ....132.1298A. doi:10.1086/506272. hdl:11577/2473606.
- 1 2 3 4 5 "A Young Erupting Pre-main Sequence Star Takes a (Long) Nap". Gemini Observatory. Hämtad 3 mars 2025.
- 1 2 Fedele, D; van den Ancker, M. E.; Petr-Gotzens, M. G.; Rafanelli, P (2007). "Optical and infrared properties of V1647 Orionis during the 2003-2006 outburst. II. Temporal evolution of the eruptive source". Astronomy and Astrophysics. 472 (1): 207-217. arXiv:0706.3281. Bibcode:2007A&A...472..207F. doi:10.1051/0004-6361:20077725.
- 1 2 3 Colin, Aspin; Beck, Tracy L.; Reipurth, Bo (2008). "V1647 Orionis: One Year Into Quiescence". The Astronomical Journal. 135 (1): 423-440. arXiv:0710.2691. Bibcode:2008AJ....135..423A. doi:10.1088/0004-6256/135/1/423.
- 1 2 3 Beerman, Lori (2009). "V1647 Orionis: Accretion in an Eruptive Variable Star" (PDF). Institute for Astronomy REU Program. 213. Bibcode:2009AAS...21341302B. Archived from the original (PDF) on 18 September 2009. Hämtad 3 mars 2025.
- ↑ Principe, David A; Cieza, Lucas; Hales, Antonio; Zurlo, Alice; Williams, Jonathan; Ruíz-Rodríguez, Dary; Canovas, Hector; Casassus, Simon; Mužić, Koraljka; Perez, Sebastian; John, J. Tobin; Zhu, Zhaohuan (2017). "The ALMA early science view of FUor/EXor objects – IV. Misaligned outflows in the complex star-forming environment of V1647 Ori and McNeil's Nebula". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 473 (1): 879–895. arXiv:1709.01924. Bibcode:2018MNRAS.473..879P. doi:10.1093/mnras/stx2320.
- 1 2 Rettig, Terrence W; Brittain, Sean D; Gibb, Erika L; Simon, Theodore; Kulesa, Craig (2005). "CO Emission and Absorption toward V1647 Orionis (McNeil's Nebula)". The Astrophysical Journal. 626 (1): 245-252. Bibcode:2005ApJ...626..245R. doi:10.1086/429216.
- ↑ Kastner, Joel H; Richmond, Michael; Grosso, Nicolas; Weintraub, David A; Simon, Theodore; Henden, Arne; Hamaguchi, Kenji; Frank, Adam; Ozawa, Hideki (2006). "V1647 Orionis: The X-Ray Evolution of a Pre-Main-Sequence Accretion Burst". The Astrophysical Journal. 648 (1): L43-L46. arXiv:astro-ph/0607653. Bibcode:2006ApJ...648L..43K. doi:10.1086/507992.
- ↑ "The "McNeil's Nebula" and three (four?) new variable stars close to it". bellatrixobservatory.org. Hämtad 3 mars 2025.
- ↑ Kun, M (2008). "Early spectroscopy and photometry of the new outburst of V1647 Ori". Information Bulletin on Variable Stars. 5850: 1. arXiv:0809.4756. Bibcode:2008IBVS.5850....1K.
- ↑ Herbig, G.H. (1989). ESO Workshop on Low Mass Star Formation and Pre-Main Sequence Objects. the University of Michigan: European Southern Observatory. p. 233 – 246. ISBN 9783923524334.
- ↑ Rutledge, R.E.; Fox, Derek (2018). "A new deep minimum in the light curve of the PMS star V1647 Ori". The Astronomer's Telegram. Hämtad 4 mars 2025.
Externa länkar
[redigera | redigera wikitext]- https://www.universeguide.com/star/122939/v1647orionis
Wikimedia Commons har media som rör V1647 Orionis.
