VV Orionis

VV Orionis è una stella bianco-azzurra nella sequenza principale di magnitudine 5,38 situata nella costellazione di Orione. Dista 1853 anni luce dal sistema solare, e si tratta di una binaria spettroscopica, formata da 2 stelle di classe B molto vicine tra loro (0.063 UA), e da una terza componente, di classe A, più lontana, a circa 1 UA

VV Orionis
Classificazione	Bianco-azzurra di sequenza principale
Classe spettrale	B1V D ~ / B7
Tipo di variabile	Variabile Algol
Periodo di variabilità	1,49 giorni
Distanza dal Sole	1853 anni luce
Costellazione	Orione
Redshift	22,20 ± 2,00
Coordinate
(all'epoca J2000.0)
Ascensione retta	05h 33m 31,4466s
Declinazione	-01° 09′ 21,862″
Lat. galattica	-17,8128°
Long. galattica	204,8371°
Dati fisici
Raggio medio	5,03 / 2,43 R⊙
Massa	10,81 / 4,51 M⊙
Temperatura superficiale	21.000 / 11.800 K (media)
Luminosità	9000 / 310 L⊙
Età stimata	10 milioni di anni
Dati osservativi
Magnitudine app.	5,31 (5,46 - 7,88) (max)
Magnitudine app.	5,34
Magnitudine ass.	-5,19 / -1,54
Parallasse	1,76 ± 0,82 mas
Moto proprio	AR: -0,55 ± 0,75 mas/anno Dec: -0,49 ± 0,41 mas/anno
Velocità radiale	22,2 ± 2 km/s
Nomenclature alternative
2MASS J05333144-0109218, TD1 4856, AG -01 579, GSC 04766-02449, MCW 329, TYC 4766-2449-1, ALS 14781, HD 36695, PPM 175905, UBV 21595, AN 19.1913, HGAM 422, ROT 854, UBV M 51992, BD -01 943, HIC 26063, SAO 132255, uvby98 900040026 V, CEL 786, HIP 26063, SBC7 234, WH 184, GC 6884, HR 1868, SBC7 235, YPAC 124, GCRV 3380, IDS 05285-0114, SBC9 333, YZ 91 1378, JP11 5927, SBC9 332, [KSP2003] J053331.57-010922.6, JP11 5926, [SC93b] 283

Osservazione

VV Orionis appare in prossimità dell'asterismo della Cintura di Orione. È una delle stelle più luminose alla sinistra di Alnilam (al centro in questa immagine).

Si tratta di una stella situata nell'emisfero celeste australe, ma molto in prossimità dell'equatore celeste; ciò comporta che possa essere osservata da tutte le regioni abitate della Terra senza alcuna difficoltà e che sia invisibile soltanto molto oltre il circolo polare artico. Nell'emisfero sud invece appare circumpolare solo nelle aree più interne del continente antartico. La sua magnitudine pari a 5,4 fa sì che possa essere scorta solo con un cielo sufficientemente libero dagli effetti dell'inquinamento luminoso.

Il periodo migliore per la sua osservazione nel cielo serale ricade nei mesi compresi fra fine ottobre e aprile; da entrambi gli emisferi il periodo di visibilità rimane indicativamente lo stesso, grazie alla posizione della stella non lontana dall'equatore celeste.

Caratteristiche fisiche

VV Orionis su Celestia.

La stella principale è una bianco-azzurra di tipo spettrale B1, più calda della sua compagna, di tipo B7, e quando questa eclissa la primaria, circa ogni 36 ore, avviene un calo di 0,35 magnitudini nella luminosità totale del sistema (da 5,31 a 5,66)^[1]. L'eclisse dura circa 2,5 ore e la distanza reale tra le due componenti è stimabile attorno alle 0.063 U.A., mentre la massa della principale è circa 10 volte quella del Sole, il doppio della secondaria.

La magnitudine assoluta nel visibile della primaria è di -2,39, ma come le stelle azzurre, emettono gran parte della luce nell'ultravioletto, e considerando questa la sua magnitudine assoluta salirebbe a -5,18. La velocità radiale positiva indica che la stella si sta allontanando dal sistema solare.