22 Orionis

22 Orionis (22 Ori / o Orionis)[1][2] es una estrella en la constelación de Orión de magnitud aparente +4,70.

22 Orionis
Datos de observación
(Época J2000.0)
Constelación Orión
Ascensión recta (α) 05h 21min 45,75s
Declinación (δ) -00º 22’ 56,9’’
Mag. aparente (V) +4,70
Características físicas
Clasificación estelar B2IV
Masa solar 7,9 - 9,0 M☉
Magnitud absoluta -2,57
Gravedad superficial 3,56 (log g)
Luminosidad 6080 L☉
Temperatura superficial 20.481 ± 665 K
Edad 18,5 x 106 años
Astrometría
Velocidad radial +28,8 km/s
Distancia 929 años luz (281 pc)
Paralaje 3,51 ± 0,49 mas
Sistema
N.º de componentes 2
Referencias
SIMBAD enlace
Otras designaciones
o Orionis / HD 35039 / HR 1765
HIP 25044 / SAO 132028

Distancia

De acuerdo a la nueva reducción de datos del satélite Hipparcos, el paralaje de 22 Orionis es de 3,51 ± 0,49 milisegundos de arco,[1] lo que implica que se encuentra a una distancia aproximada de 929 años luz (281 pársecs) respecto al sistema solar.

Es miembro del subgrupo «Ia» de la asociación estelar Orión OB1, una de las regiones galácticas de formación estelar más cercana.[3][4]

Características

22 Orionis es una subgigante o estrella de la secuencia principal blanco-azulada de tipo B2.[1][2] Tiene una temperatura efectiva de 20.481 ± 665 K[5] y su luminosidad bolométrica es 6080 veces mayor que la luminosidad solar.[6] Gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 5 km/s.[4] Es una estrella masiva cuya masa se estima en el rango de 7,9 a 9,0 masas solares; tiene una edad de 18,5 ± 1 millones de años.[7] Su campo magnético efectivo <Be>, medido en las líneas metálicas de su espectro, es de 450,9 G.[8]

Por otra parte, 22 Orionis es una binaria espectroscópica con un período orbital de 293,0 días. La excentricidad de la órbita es ε = 0,15.[9]

Referencias
  1. o Ori -- Spectroscopic binary (SIMBAD)
  2. 22 Orionis Archivado el 22 de noviembre de 2011 en Wayback Machine. (The Bright Star Catalogue)
  3. Wolff, S. C.; Strom, S. E.; Dror, D.; Venn, K. (2007). «Rotational Velocities for B0-B3 Stars in Seven Young Clusters: Further Study of the Relationship between Rotation Speed and Density in Star-Forming Regions». The Astronomical Journal 133 (3). pp. 1092-1103.
  4. Nieva, M.-F.; Simón-Díaz, S. (2011). «The chemical composition of the Orion star forming region. III. C, N, Ne, Mg, and Fe abundances in B-type stars revisited». Astronomy and Astrophysics 532. A2.
  5. Paunzen, E.; Schnell, A.; Maitzen, H. M. (2005). «An empirical temperature calibration for the Δ a photometric system . I. The B-type stars». Astronomy and Astrophysics 444 (3). pp. 941-946.
  6. Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (2010). «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten 331 (4). p. 349.
  7. Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 190-200.
  8. Bychkov, V. D.; Bychkova, L. V.; Madej, J. (2003). «Catalogue of averaged stellar effective magnetic fields. I. Chemically peculiar A and B type stars». Astronomy and Astrophysics 407. pp. 631-642.
  9. Abt, Helmut A. (2005). «Observed Orbital Eccentricities». The Astrophysical Journal 629 (1). pp. 507-511.
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