Войти
 . θ Ориона E и близлежащие звезды в скоплении Трапеции | |
| Данные наблюдений. Эпоха Равноденствие | |
|---|---|
| Созвездие | Орион |
| Прямое восхождение | 5 35 15.773 |
| Склонение | −5 ° 23 ′ 10,02 ″ |
| Видимая звездная величина (В) | 11,40 - 11,81 |
| Характеристики | |
| Стадия эволюции | ПМС |
| Спектральный тип | G2 IV |
| Тип переменной | Затмение |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (Rv) | 34,3 км / с |
| Правильное движение (μ) | RA: 1,45 ± 0,03 mas /yr. Dec.: 1,02 ± 0,08 mas /yr |
| Parallax (π) | 2,557 ± 0,051 mas |
| Расстояние | 1,280 ± 30 ly. (391 ± 8 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | +1,43 |
| Орбита | |
| Период (P) | 9,89520 ± 0,0007 дней |
| Большая полуось (a) | 34,430 ± 0,193 R☉ |
| Эксцентриситет (e) | < 0.001 |
| Наклонение (i) | 73,7 ± 0,9 ° |
| Полу- амплитуда (K1). (первичная) | 84,2 ± 1,2 км / с |
| Полуамплитуда (K2). (вторичная) | 84,6 ± 1,3 км / с |
| Детали | |
| A | |
| Масса | 2,807 ± 0,048 M☉ |
| Радиус | 7,1 R☉ |
| Светимость | 29L☉ |
| Температура | 6000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 37 км / с |
| B | |
| Масса | 2,797 ± 0,048 M☉ |
| Радиус | 7,1 R☉ |
| Светимость | 29L☉ |
| Температура | 6000 K |
| Скорость вращения (v sin i) | 37 км / с |
| Возраст | 500 Myr |
| Другие обозначения | |
| 41 Ori E, BD −05 ° 1315E, COUP 732, 2MASS J05351577-0523100 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
θ Orionis E ( Латинизированный как Theta Orionis E ) представляет собой двухлинейную спектрально-двойную, расположенную в 4 'севернее θ Orionis A в скоплении трапеций. Эти два компонента почти идентичны звездам до главной последовательности на близкой круговой орбите, и они показывают неглубокие затмения, которые вызывают изменения яркости в несколько десятых звездной величины.
Каждый компонент двоичной системы немного меньше 3 M☉. Хотя они имеют спектральную классификацию субгигантов, они все еще сокращаются до главной последовательности, и, по оценкам, им всего около 500 миллионов лет. Предполагается, что они достигнут главной последовательности в виде более мелких и горячих звезд позднего B.
Впервые переменность была описана в 1954 году и подтверждена как затменная двойная система в 2012 году. Переменная ей не присвоена. звездочка, но он указан в Новом каталоге предполагаемых переменных звезд.
