Ипсилон Ориона

Ипсилон Ориона (латинизированный вариант лат. Upsilon Orionis) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году^[10]. Звезда имеет обозначение υ (ипсилон — 20-я буква греческого алфавита), однако, сама звезда — 33-я по яркости в созвездии. Ипсилон Ориона — одна из двух звезд (другая — 29 Ориона), отмечающая вершину правого сапога Ориона в Уранометрии Иоганна Байера (1603)^[11]. 36 Ориона (латинизированный вариант лат. 36 Orionis) является обозначением Флемстида^[10]. Её собственное имя — Тхабит, происходит от арабское слово Al Thabit: «терпеливый»^[8]. В своих «Звёздных именах и их значениях» (1899) американский натуралист-любитель Ричард Хинкли Аллен отметил, что это имя появилось в звездном атласе «География небес» (англ. Geography of the Heavens), составленном Элайджей Хинсдейлом Бурриттом^[12].

В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу при МАС по звездным именам (WGSN)^[13] для каталогизации и стандартизации имен собственных звёзд. Однако, в списке название «Thabit» отсутствует, также отсутствует любое другое название для Ипсилон Ориона^[14].

Ипсилон Ориона — карлик спектрального класса O9.7V^[4], что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Однако с 1943 года эта звезда последовательно определялась как звезда главной последовательности спектрального класса B0^[c], используемая в качестве эталона для классификации спектров других звёзд по шкале МК^[16], хотя в других исследованиях она была классифицирована как O9V^[17] и O9.5V^[18]. Спектроскопический обзор O-звёзд в галактике (англ. GOSSS — Galactic O-Star Spectroscopic Survey) определил звезду как стандартную свечу для спектрального типа O9.7 V^[4]. Обзор фотометрии звёзд O и B класса, проведенный в 1979 году, показал, что звезда находится на расстоянии около 1666 св. лет, то есть расстояние до звезды было занижено почти в 2 раза. Радиус звезды тогда был оценён в 7,2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, а её светимость в 60 000 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ раз больше, чем у Солнца. Температура поверхности звезды тогда оценивалась 34 347 К, и масса в 20 раз больше, чем у Солнца^[17].

Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 33 400 К^[2], что придаёт ей характерный голубой цвет звезды спектрального класса O.

Масса звезды напрямую не оценена, однако зная её температуру массу звезды можно оценить в 19 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ и она находится у нижнего предела масс звёзд спектрального класса O, который равен 15 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$. В связи с высокой светимостью звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году. Данные об этом измерении приведены в таблице:

Радиус звезды Ипсилон Ориона, измеренный напрямую

Год	m	Спектр	D (mas)	Rабс (${\displaystyle R_{\bigodot }}$)	Комм.
1967	4.62	O9V	0. 13	7.2	[19]

На таком расстоянии её абсолютный радиус был оценён в 7,2 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$^[19], что как мы знаем сегодня составляет 70 % от обычного для радиуса звезды спектрального класса O. Однко, звезда имеет поверхностную гравитацию 4,3 ± 0,05 СГС^[2] или 200 м/с², то есть на 35 % меньше, чем на Солнце (274,0 м/с²), а комбинация поверхностной гравитации м массы даёт оценку радиуса звезды в 5 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$, что может объяснятся тем, что звезда лежит на границе классов O и B.

Светимость звезды сейчас оценивается 28 500 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$, что немного для звезды спектрального класса O и находится у нижней границы оценки светимости звёзд спектрального класса O. Если бы Ипсилон Ориона находилась бы на месте Поллукса, то есть на расстоянии порядка 10 пк, то она бы светила яркостью −5,15^m[b], то есть с яркостью примерно в 1,5 Венеры (в максимуме). Ипсилон Ориона вращается со скоростью в 10 раз выше солнечной и равной 20 км/с^[2], что даёт период вращения звезды — 13 дней.

Возраст звезды Ипсилон Ориона точно не определён, но известно, что звёзды с массой 5 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ живут на главной последовательности порядка 100 млн. лет и это значит, что очень скоро Ипсилон Ориона станет красным гигантом, а затем, сбросив внешние оболочки, станет довольно массивным белым карликом.

В 1981 года у Ипсилон Ориона наблюдалась нерадиальная пульсация в течение периода около 12 часов, и тогда она была классифицирована как медленно пульсирующая звезда спектрального класса B^[18]. Последующий обзор данных каталога Hipparcos показал, что это, скорее всего, переменная типа β Цефея, и, следовательно, считается кандидатом в переменные этого класса^[20]. Это сине-белые звезды главной последовательности примерно в 10-20 раз больше массы Солнца, которые пульсируют с периодами от 0,1 до 0,3 дня; их изменения в величине гораздо более выражены в ультрафиолете, чем в видимом свете^[21]. Американская ассоциация наблюдателей переменных звёзд классифицирует звезду как переменную типа β Цефея, имеющую видимую звёздную величину +4,62^m[5].

Ипсилон Ориона принадлежит к ассоциации OB1 Ориона и она считается (на 1981 год) одной из самых массивных звезд ассоциации (а более конкретно в Мече Ориона)^[18].