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V1005 Orionis

V1005 Orionis es una estrella joven y fulgurante en la constelación ecuatorial de Orión . Tiene el identificador GJ 182 en el catálogo Gliese–Jahreiß ; V1005 Ori es su designaci...

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V1005 Orionis es una estrella joven y fulgurante en la constelación ecuatorial de Orión . Tiene el identificador GJ 182 en el catálogo Gliese–Jahreiß ; V1005 Ori es su designación de estrella variable . Esta estrella es demasiado débil para ser visible a simple vista, con una magnitud visual aparente media de 10,1. [ 4 ] Se encuentra a una distancia de 79,6 [ 3 ] años luz del Sol y se aleja cada vez más con una velocidad radial de 19,2 km/s. [ 7 ] La estrella es un posible miembro del supercúmulo IC 2391. [ 14 ] [ 15 ]  

La actividad de llamaradas fue reportada por primera vez para esta estrella por NI Shakhovskaya en 1974. [ 16 ] BW Bopp encontró líneas de litio anómalamente fuertes en el espectro de GJ 182, una rareza para estrellas de esta clase y un posible indicador de una estrella muy joven. [ 17 ] Junto con F. Espenak , en 1977 Bopp demostró que la estrella mostraba variaciones periódicas similares a BY Draconis . [ 18 ] En 1984, Byrne y asociados encontraron un período de rotación preliminar de 4,55  días y mostraron que la estrella tenía una tasa de llamaradas normal. [ 1 ]

La clasificación estelar de V1005 Ori es M0Ve, [ 6 ] lo que indica que se trata de una estrella de secuencia principal de tipo M (una "enana roja") con líneas de emisión (e) en su espectro . Está clasificada como una variable BY Draconis y UV Ceti , [ 5 ] lo que significa que es una estrella magnéticamente activa que exhibe modulación rotacional de manchas estelares y experimenta aumentos repentinos de brillo debido a erupciones. [ 12 ] Debido a esta actividad, la estrella muestra un bajo nivel de emisión de rayos X. [ 19 ] [ 9 ] La intensidad del campo magnético superficial es2,6 ± 0,6  kG y el campo magnético tiene múltiples polos. [ 20 ] Muestra un posible ciclo de actividad con un período de 38  años y una amplitud de 0,13 en magnitud. [ 21 ]

Se estima que esta estrella tiene 25  millones de años y actualmente se encuentra aproximadamente media magnitud por encima de la secuencia principal . Sin embargo, su alto contenido de litio sugiere que podría tener tan solo 10-15 millones de años, ya que se espera que este elemento se agote después de 20  millones de años. Gira con una velocidad de rotación proyectada de ~9  km/s, y un período de rotación de 4,4  días sugiere que se observa desde cerca del plano ecuatorial. [ 7 ] La estrella tiene menos masa, un radio menor y una luminosidad menor en comparación con el Sol. [ 9 ]

V1005 Ori está rodeado por un disco circunestelar de polvo que indica que la formación planetaria está en marcha. [ 15 ] Este disco tiene un radio de60 UA  , una temperatura media de27  K y una masa de polvo igual a 3,35 veces la masa de la Luna . [ 22 ] En 2001 se identificó un posible compañero subestelar, pero se determinó que era un objeto de fondo. [ 23 ]

Referencias

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  2. 1 2 3 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012). "XHIP: Una compilación extendida de hipparcos". Astronomy Letters . 38 (5): 331. arXiv : 1108.4971 . Bibcode : 2012AstL...38..331A . doi : 10.1134/S1063773712050015 .Registro XHIP para este objeto en VizieR .
  3. 1 2 3 4 5 6 7 Vallenari, A.; et al. (Colaboración Gaia) (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 .  Registro Gaia DR3 para esta fuente en VizieR .
  4. 1 2 Kiraga, M. (marzo de 2012), "Fotometría ASAS de fuentes ROSAT. I. Estrellas variables periódicas coincidentes con fuentes brillantes del sondeo ROSAT de todo el cielo", Acta Astronomica , 62 (1): 67–95 , arXiv : 1204.3825 , Bibcode : 2012AcA....62...67K .
  5. 1 2 3 Samus, NN; et al. (2017), "Catálogo general de estrellas variables", Astronomy Reports , 5.1, 61 (1): 80– 88, Bibcode : 2017ARep...61...80S , doi : 10.1134/S1063772917010085 , S2CID 125853869 .  
  6. 1 2 Torres, CAO; et al. (diciembre de 2006), "Búsqueda de asociaciones que contienen estrellas jóvenes (SACY). I. Muestra y método de búsqueda", Astronomía y Astrofísica , 460 (3): 695– 708, arXiv : astro-ph/0609258 , Bibcode : 2006A & A...460..695T , doi : 10.1051/0004-6361:20065602 , S2CID 16080025 .  Consulte los datos en línea.
  7. 1 2 3 4 5 Fouqué, Pascal; et al. (abril de 2018), "Catálogo de entrada de SPIRou: propiedades globales de enanas M de 440 observadas con ESPaDOnS en CFHT", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 475 (2): 1960–1986 , arXiv : 1712.04490 , Bibcode : 2018MNRAS.475.1960F , doi : 10.1093/mnras/stx3246 . 
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  11. 1 2 Gaidos, E.; et al. (septiembre de 2014), "Enanas M que emiten sonidos de trompeta con CONCH-SHELL: un catálogo de estrellas anfitrionas frías cercanas para exoplanetas habitables y vida", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 443 (3): 2561– 2578, arXiv : 1406.7353 , Bibcode : 2014MNRAS.443.2561G , doi : 10.1093/mnras/stu1313 , S2CID 119234492 .  
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Lecturas adicionales

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  • MacTaggart, D.; et  al. (Febrero de 2016), "Modelado magnetohidrostático de coronas estelares", Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society , 456 (1): 767– 774, arXiv : 1511.06133 , Bibcode : 2016MNRAS.456..767M , doi : 10.1093/mnras/stv2714 .
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  • Dal, HA; Evren, S. (febrero de 2011), "Niveles de saturación para llamaradas de luz blanca de estrellas fulgurantes: variación de la duración mínima de la llamarada para la saturación", The Astronomical Journal , 141 (2): 10, arXiv : 1206.5793 , Bibcode : 2011AJ....141...33D , doi : 10.1088/0004-6256/141/2/33 , S2CID 118413798 , 33. 
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