Theta 1 Orionis B

Theta ¹ Orionis B ( θ ¹ Orionis B ), también conocido como BM Orionis , es un sistema estelar múltiple compuesto por seis miembros. Es una de las estrellas principales del cúmulo del Trapecio , junto con A , C y D. La estrella primaria es una variable eclipsante y uno de los sistemas binarios eclipsantes más jóvenes conocidos.

θ ¹ Orionis B varía en brillo y se le ha asignado la designación de estrella variable BM Orionis. Cada 6,47 días, su brillo desciende de magnitud 7,90 a un mínimo de magnitud 8,65 durante 8-9 horas. Rápidamente se clasificó como una variable eclipsante que muestra eclipses totales de su componente más brillante, una variable de tipo Algol. Entre los eclipses primarios, se observan ligeras variaciones de brillo atribuidas a efectos de reflexión, y un eclipse secundario poco profundo de menos de una décima de magnitud. ^{[ 6 ]}

Aunque la curva de luz parece sencilla, muestra variaciones en la forma del eclipse de un ciclo a otro y las propiedades del componente eclipsante no se pueden conciliar fácilmente con la curva de luz. ^{[ 6 ]}

θ ¹ Orionis B se ha resuelto en cuatro estrellas. Convencionalmente, la estrella más brillante se conoce como B ₁ , mientras que las compañeras se conocen como B ₂ , B ₃ , B ₄ y B ₆ . B ₂ y B ₃ están separadas por poco más de 0,1" y las dos están a 0,9" de B ₁ . ^{[ 9 ]} B ₆ tiene una separación entre 8,5 y17,2 mas  desde B ₁ , lo que implica una separación proyectada de3,52–7,12 ua  a la distancia del sistema. ^{[ 4 ]} B ₂ es aproximadamente dos magnitudes más débil que B ₁ , y B ₃ otra magnitud más débil. Entre medias, B ₄ está a 0,6" de B ₁ y es cinco magnitudes más débil. ^{[ 9 ]}

Se sabe que el componente más brillante, B ₁ , es un sistema binario eclipsante y su compañero no resuelto se denomina generalmente B ₅ . ^{[ 9 ]} Se ha propuesto un tercer componente del sistema eclipsante para explicar las variaciones inusuales en el momento de los eclipses, ^{[ 10 ]} pero aún no es ampliamente aceptado. ^{[ 6 ]} Es probable que el compañero no visible sea una estrella de presecuencia principal con una edad de entre 10 000 y 100 000 años, lo que la convierte en una de las estrellas menos evolucionadas conocidas. En 2013, el par se consideraba el sistema binario eclipsante más joven conocido. ^{[ 6 ]}

Las estrellas que componen θ ¹ Orionis B están ligadas gravitacionalmente, pero es probable que su configuración sea inestable y que con el tiempo se desintegre. Solo el sistema binario cercano B ₁ /B ₅ permanecerá después de unos pocos millones de años. ^{[ 11 ]}

θ ¹ Orionis B ₁ es una estrella caliente de la secuencia principal con un tipo espectral B1. Se estima que su compañera espectroscópica B ^{5 tiene un tipo espectral G2 III a partir de observaciones durante los eclipses totales. [ 7 ]} Se cree que los eclipses inusuales y variables son causados ​​por un disco translúcido que rodea a la estrella secundaria. Se observa casi de canto y las variaciones en su opacidad provocan diferencias en la forma de la curva de luz. ^{[ 6 ]}