Іпсилон Оріона

Іпсилон Оріона (лат. Upsilon Orionis) є позначенням Байєра, даним ним зорі 1603 року. Зоря має позначення υ (іпсилон - 20-та літера грецького алфавіту), однак, сама зоря - 33-тя за яскравістю в сузір'ї. Іпсилон Оріона - одна з двох зірок (інша - 29 Оріона), що відмічає вершину правого чобота Оріона в Уранометрії Йоганна Байєра (1603). 36 Оріона (лат. 36 Orionis) є позначенням Флемстіда. Її власне ім'я - Тхабіт, походить від арабського слова Al Thabit: "терплячий". У своїх "Зоряних іменах та їхніх значеннях" (1899) американський натураліст-аматор Річард Гінклі Аллен зазначив, що це ім'я з'явилося в зоряному атласі "Географія небес" (англ. Geography of the Heavens), упорядкованому Елайджею Гінсдейлом Бурріттом^[7][4][8].

У 2016 році Міжнародний астрономічний союз організував Робочу групу при МАС із зоряних імен (WGSN) для каталогізації та стандартизації імен власних зірок. Однак, у списку назва "Thabit" відсутня, також відсутня будь-яка інша назва для Іпсилон Оріона^[9][10].

Іпсилон Оріона - карлик спектрального класу O9.7V, що вказує на те, що водень у ядрі зорі ще служить ядерним "паливом", тобто зоря перебуває на головній послідовності. Однак з 1943 року ця зоря послідовно визначалася як зоря головної послідовності спектрального класу B0, яка використовується як еталон для класифікації спектрів інших зір за шкалою МК, хоча в інших дослідженнях її було класифіковано як O9V і O9.5V. Спектроскопічний огляд O-зір у галактиці ( англ. GOSSS - Galactic O-Star Spectroscopic Survey) визначив зірку як стандартну свічку для спектрального типу O9.7 V. Огляд фотометрії зір O і B класу, проведений 1979 року, показав, що зоря перебуває на відстані близько 1666 св. років, тобто відстань до зорі була занижена майже у 2 рази. Радіус зорі тоді було оцінено в 7.2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , а її світність у 60000 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ разів більше, ніж у Сонця. Температура поверхні зорі тоді оцінювалася 34 347 К, і маса в 20 разів більша, ніж у Сонця. Зоря випромінює енергію зі своєї зовнішньої атмосфери за ефективної температури близько 33 400 К, що надає їй характерного блакитного кольору зорі спектрального класу O^{[11][12][13][14]}.

Масу зорі безпосередньо не оцінено, однак знаючи її температуру масу зорі можна оцінити в 19 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ і вона знаходиться біля нижньої межі мас зір спектрального класу O, що дорівнює нижній межі мас зір спектрального класу O, яка дорівнює 15 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ .

На такій відстані її абсолютний радіус було оцінено в 7.2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , що як ми знаємо сьогодні становить 70 % від звичайного для радіуса зорі спектрального класу O. Однак, зоря має поверхневу гравітацію 4,3 ± 0,05 або 200 м/с2, тобто на 35 % меншу, ніж на Сонці (274,0 м/с2), а комбінація поверхневої гравітації і маси дає оцінку радіусу зорі в 5 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ , що може пояснюватися тим, що зоря лежить на межі класів O і B.

Світність зорі зараз оцінюють у 28500 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ , що небагато для зорі спектрального класу O і знаходиться біля нижньої межі оцінки світності зір спектрального класу O. Якби Іпсилон Оріона перебувала б на місці Поллукса, тобто на відстані близько 10 пк, то вона б світилася яскравістю -5,15m, тобто з яскравістю приблизно в 1,5 Венери (в максимумі). Іпсилон Оріона обертається зі швидкістю в 10 разів вищою за сонячну і дорівнює 20 км/с, що дає період обертання зорі - 13 днів.