V1647 d'Orió

V1647 d'Orió
Tipus	estel i estrella FU Orionis
Constel·lació	Orió
Època	J2000.0
Característiques físiques i astromètriques
Magnitud aparent (V)	18,1 (banda V)[1]
Paral·laxi	2,2179 mas[2]
Moviment propi (declinació)	−1,58 mas/a [2]
Moviment propi (ascensió recta)	0,874 mas/a [2]
Ascensió recta (α)	5h 46m 13.1371s[2]
Declinació (δ)	-1° 53' 55.1232''[2]
Catàlegs astronòmics
2MASS J05461313-0006048 (2MASS) 2MASS J05461314-0006048 (2MASS) IRAS 05436-0007 (IRAS) SDSS J054613.14-000604.1 (Sloan Digital Sky Survey) V1647 Ori (Catàleg General d'Estrelles Variables) [NW2007] OrionBN-0546131-00606 (A SCUBA survey of Orion - the low-mass end of the core mass function (en) ) [MGM2012] 3180 (The Spitzer Space Telescope survey of the Orion A and B molecular clouds. I. A census of dusty young stellar objects and a study of their mid-infrared variability (en) ) Gaia DR2 3219119189974545024 (Gaia Data Release 2) [KDJ2016] J054613.2-000605

V1647 d'Orió (V1647 Orionis) és un estel variable en la constel·lació d'Orió.^[3] La seva magnitud aparent —en banda K— és de +9,90. S'hi troba a 450 parsecs (1470 anys llum) del sistema solar^[4] i il·lumina una nebulosa de reflexió denominada Nebulosa de McNeil.^[5]

V1647 d'Orió és una estrella pre-seqüència principal, encara en la fase de contracció prèvia anterior al començament de la fusió nuclear del seu hidrogen. Extremadament jove, la seva edat s'estima que és igual o menor de 500.000 d'anys —el nostre Sol, amb una edat de 4.600 milions d'anys, és un estel 9.200 vegades més antic—. El seu tipus espectral és M0 ± 2 i té una temperatura efectiva de 3.800 K. La seva massa més probable és de 0,8 ± 0,2 masses solars i brilla amb una lluminositat 5,2 vegades major que la del Sol. El seu diàmetre és ~5 vegades més gran que el diàmetre solar.^[4]

V1647 d'Orió és una variable eruptiva —catalogada com a variable FU Orionis— que va entrar en erupció a la fi de 2003.^[6] Va ser llavors quan va aparèixer la nebulosa de reflexió; l'estel i la nebulosa van romandre brillants durant aproximadament 18 mesos abans d'atenuar-se ràpidament en un període de sis mesos. Actualment en V1647 Orionis se segueix produint acreció de material circumestel·lar, encara que és gairebé òpticament invisible. La seva lluminositat d'acreció és 4 vegades major que la lluminositat solar i el ritme d'acreció de massa —dins del període d'estudi, febrer de 2007— és de 1,0 x 10^-6 masses solars per any. La taxa d'acumulació de material durant l'explosió deu haver estat considerablement major que aquest valor.^[4]