Iota Oriónis

Iota Orionis (ι Orionis, abreviado ι Ori) es un sistema estelar múltiple en la constelación ecuatorial de Orión el cazador. Es el octavo miembro más brillante de Orión con una magnitud visual aparente de 2,77 y también el miembro más brillante del asterismo conocido como Espada de Orión. Es miembro del clúster abierto NGC 1980. Según las mediciones de paralaje, se encuentra a una distancia de aproximadamente 1.340 años luz (412 pársecs) del Sol.

El sistema tiene tres componentes visibles denominados Iota Orionis A, B y C. Iota Orionis A también se ha resuelto mediante interferometría moteada y también es un binario espectroscópico masivo, con componentes Iota Orionis Aa1 (oficialmente llamado Hatysa), Aa2 y Ab.

Nomenclatura

ι Orionis (latinizado como Iota Orionis) es la designación de Bayer del sistema. Las designaciones de los tres constituyentes como Iota Orionis A, B y C, y las de A's Los componentes - Iota Orionis Aa1, Aa2 y Ab - derivan de la convención utilizada por el Catálogo de multiplicidad de Washington (WMC) para sistemas estelares múltiples., y adoptado por la Unión Astronómica Internacional (IAU).

El sistema tiene el nombre tradicional Nair al Saif, del árabe نير السيف nayyir as-sayf "el Brillante de la Espada", aunque esto se usa poco. Desde el Atlas Coeli de Bečvář de 1951 lleva el nombre propio Hatysa. Kunitzsch no pudo encontrar una fuente más antigua para este último nombre.

En 2016, la IAU organizó un Grupo de Trabajo sobre Nombres de Estrellas (WGSN) para catalogar y estandarizar los nombres propios de las estrellas. El WGSN decidió atribuir nombres propios a estrellas individuales en lugar de sistemas múltiples completos. Aprobó el nombre Hatysa para el componente Iota Orionis Aa el 5 de septiembre de 2017 y ahora está incluido en la Lista de nombres de estrellas aprobados por la IAU.

Iota Orionis B es una estrella variable y en 2011 recibió la designación de estrella variable V2451 Orionis.

Distancia

Iota Orionis tiene un paralaje de 1,40±0,22 mas en la nueva reducción de Hipparcos, lo que indica una distancia alrededor de 700 pc. El paralaje de Hipparcos publicado anteriormente fue 2,46±0,77 mas, lo que sugiere una distancia más cercana. Gaia Data Release 2 tiene paralajes individuales para los dos componentes más débiles del sistema estelar Iota Orionis de 2.3839±0.0810 mas y < /span>2.5321±0.0484 mas, que indica distancias de 419 pc y 395 pc< /span> respectivamente, con márgenes de error de sólo unos pocos parsecs. No hay duda de que las tres estrellas están a la misma distancia.

En general, se supone que Iota Orionis está asociada con el cúmulo abierto NGC 1980, que se encuentra a una distancia de aproximadamente 400 uds. Sin embargo, es posible que no se encuentren exactamente a la misma distancia e Iota Orionis puede tener una historia compleja que involucra encuentros estelares y estrellas fugitivas. NGC 1980 contiene pocas estrellas brillantes además de Iota Orionis. Sólo otras dieciocho estrellas se consideran miembros en un estudio hasta la magnitud 14, la mayoría de ellas alrededor de la magnitud 9, pero incluidas las estrellas de magnitud 5 HR 1886 y 1887.

Propiedades

Iota Orionis está dominada por la estrella múltiple Iota Orionis A. Está claramente identificada como una binaria espectroscópica de doble línea cuyos componentes son una estrella estelar de clase O9 III (gigante azul) y una estrella de clase B0.8 III/IV aproximadamente 2 magnitudes más débil. El tipo espectral combinado ha sido aceptado durante mucho tiempo como O9 III y figuraba como estrella estándar para ese tipo. La colisión de los vientos estelares de este par convierte al sistema en una potente fuente de rayos X. Curiosamente, los dos objetos de este sistema parecen tener edades diferentes, siendo el secundario aproximadamente el doble que el primario. En combinación con la alta excentricidad (e=0,764) de su órbita de 29 días, esto sugiere que el sistema binario se creó mediante una captura, en lugar de formarse juntos y sufrir una transferencia de masa. Esta captura puede haber ocurrido, por ejemplo, a través de un encuentro entre dos sistemas binarios, con una estrella donada de cada binario y dos estrellas fugitivas expulsadas. Un tercer componente a 155 mas se ha identificado mediante interferometría moteada y probablemente sea una subgigante B2.

El componente principal de Iota Orionis A es una estrella gigante de clase O con una masa de aproximadamente 23 M☉. Tiene una temperatura superficial de 32.500 K y un radio de 8,3 R☉, lo que da como resultado una luminosidad bolométrica de 68.000 L☉. Se calcula que tiene unos nueve millones de años. La estrella secundaria del par binario espectroscópico es una gigante o subgigante de clase B con una masa de aproximadamente 13 M_☉. Tiene una temperatura de 27.000 K y un radio de 5,4 R_☉, lo que hace que irradie más de 8.000 veces más energía que el sol.

Iota Orionis B es un gigante B8 de 11" (aproximadamente 5.000 AU), que se ha demostrado que es variable y probablemente sea un objeto estelar joven. También es una estrella químicamente peculiar y débil en helio. La Iota Orionis C, más débil, es una estrella A0 a 49°.