U Orionis
| U Orionis | |
|---|---|
| |
| Dados observacionais (J2000) | |
| Constelação | Orion |
| Asc. reta | 05h 55m 49,2s[1] |
| Declinação | 20° 10′ 30,7″[1] |
| Magnitude aparente | 6,72[1] |
| Características | |
| Tipo espectral | M8III[1] |
| Cor (U-B) | 1,26 |
| Variabilidade | Mira |
| Astrometria | |
| Velocidade radial | -20,8 ± 0,9 km/s[1] |
| Mov. próprio (AR) | -13,61 mas/a[1] |
| Mov. próprio (DEC) | -6,20 mas/a[1] |
| Paralaxe | 1,52 ± 1,65[1] |
| Distância | 997,56 anos-luz 306[2] pc |
| Detalhes | |
| Massa | ≥1,5 M☉ |
| Raio | 370 ± 96[3] R☉ |
| Luminosidade | 7 000[4] L☉ |
| Temperatura | ≈2 750[4] K |
| Outras denominações | |
| U Ori, HIP 28041, HD 39816, HR 2063, BD+20 1171a, RAFGL 837, SAO 77730.[1] | |
U Orionis (U Ori) é uma estrela variável Mira na constelação de Orion. Ela é uma variável de longo período clássica e foi bem observada do Reino Unido por mais de 120 anos. Foi descoberto por J.E. Gore em 13 de dezembro de 1885 e inicialmente pensava-se que era uma nova nos primeiros estágios de declínio, mas análise de espectro revelaram características similares às de Mira.
Estrela[editar | editar código-fonte]
U Orionis tem uma temperatura baixa (2 700 K), mas um raio bem grande de 370 sóis.[3][4] Sua luminosidade é de 7 000 vezes a luminosidade solar.[4] Se o Sol fosse substituído por U Orionis, seu raio se estenderia além da órbita de Marte (cerca de 1,7 UA) e para um planeta estar na zona habitável, ele estaria a 85 UA, no cinturão de Kuiper.
Sistema planetário[editar | editar código-fonte]
De acordo com Rudnitskij, uma "super-periodicidade" de 12 a 15 anos foi observada. Ele diz que essa periodicidade pode ser a revolução de uma estrela, fazendo de U Orionis uma estrela binária, ou talvez um planeta. Apesar disso, nenhum indício claro de um objeto orbitando U Orionis foi detectado.
Referências[editar | editar código-fonte]
- ↑ a b c d e f g h i «SIMBAD basic query result». SIMBAD. Consultado em 1 de setembro de 2010
- ↑ Mondal (2005). «Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori». Bulletin of the Astronomical Society of India. 33 (2): 97–102. Bibcode:2005BASI...33...97M
- ↑ a b Van Belle; et al. (1996). «Angular Size Measurements of 18 Mira Variable Stars at 2.2 microns». Astronomical Journal. 112. 2147 páginas. Bibcode:1996AJ....112.2147V
- ↑ a b c d Mondal & Chandrasekhar (2004). «Evidence of asymmetry in Mira variable U Ori». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 348 (4): 1332–1336. Bibcode:2005BASI...33...97M
