Pi³ Orion

Pi 3 Orion ( π 3 Orion , pi 3 Orionis , π 3 Orionis , lyhennettynä pi 3 Ori , π 3 Ori ) on tähti pohjoisessa Orionin tähdistössä . Tähden näennäinen magnitudi on 3,16 m [3] ja Bortlin asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin taivaalla . 

Hipparcos -matkan aikana tehtyjen parallaksimittausten perusteella tähden tiedetään olevan noin 26,32  valovuoden ( 8,07  pc ) päässä [1] . Tähti havaitaan 84° S pohjoispuolella. sh., eli melkein koko asutun maan alueella, paitsi Etelämantereen napa-alueita . Paras havaintoaika on joulukuu [12] .

Tähden nimi

π 3 Orionis — ( latinaksi pi 3 Orionis ) on Bayerin nimitys .  Tähdellä on myös Flamsteedin antama nimitys  - 1 Orionis.

Tähdellä on perinteinen nimi Tabit ( englanniksi  Tabit ) [13] . Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen liitto järjesti IAU:n tähtinimityöryhmän (WGSN) [14] luetteloimaan ja standardoimaan erisnimimiä . WGSN hyväksyi nimen "Tabit" 5. syyskuuta 2017 päivätyssä tiedotteessaan , ja se on nyt sisällytetty IAU :n hyväksyttyjen tähtinimien luetteloon [15] .

Tabit on arabialainen sana ( arabia ﺛﺎﺑﺖ ‎), joka tarkoittaa todennäköisesti "potilasta" ( englanniksi  Endurer ). Tähti Pi 3 Orionis kuvaa loistavasti tähtien nimiä usein ympäröivää hämmennystä. Aikaisempi lista, joka sisälsi π 1 , π 2 , π 3 ja π 4 Orion (eli numeroitu perinteisellä tavalla lännestä itään), muutettiin myöhemmin ja oudolla tavalla nykyiseksi: π 3 Orion, π 2 , π 4 , π 1 Orion , eli pohjoisesta etelään, joten kerran π 3 Orion oli π 1 Orion. Lisäksi nimi "Sabit" (samalla merkityksellä "potilas"), jota todennäköisimmin käytettiin Orionin Upsilonissa (kaakkoon ja Orionin vyön alapuolella ), muutettiin myöhempinä aikoina jotenkin "Tabitiksi". sitten sovellettiin jälleen virtaan π 3 Orion [16] .

Kiinalaisessa tähtitiedessä, tähti kuuluu tähtikuvioon參旗( Sān Qí ) "Network"ja sisältyy asterismiin參旗六( Zhāng Xiù yī ), joka tarkoittaa "kolmen tähden lippua" ( eng.  Banner of Three Stars ), joka koostuu ο 1 Orion , ο 2 Orion , 6 Orion , π 1 Orion , π 2 Orion , π 3 Orion , π 4 Orion , π 5 Orion , π 6 Orion [17] . Siksi itse Orionin π 3 tunnetaan nimellä —參旗六( Zhāng Xiù yī ) — "Kolmen tähden lipun kuudes tähti " [18] . 

Star Properties

π 3 Orionin spektrityyppi on F6V [3] , mikä tarkoittaa, että se on jonkin verran suurempi ( 1,32  [8] ) ja kirkkaampi kuin Aurinko ( 2,82  [8] ), mikä viittaa myös siihen, että tähden ytimessä oleva vety palvelee ydinpolttoainetta. tarkoittaa, että tähti on pääsarjassa . Vuodesta 1943 lähtien tämän tähden spektri on toiminut yhtenä vakaista vertailupisteistä, jonka mukaan muut tähdet luokitellaan [19] . π 3 Orionis on minimietäisyydellä , jolla infrapuna - tai ultraviolettisäteilyn korjausta ei vielä vaadita . Tähti säteilee energiaa ulkoilmakehästään tehollisessa lämpötilassa noin 6516 K  [ 8] , mikä antaa sille F-tyypin tähden kelta-valkoisen sävyn .

Jotta maamme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta , se olisi sijoitettava 1,72  AU:n etäisyydelle. (itse asiassa Marsin kiertoradan ulkopuolella ). Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna π 3 Orion näyttäisi 30 % pienemmältä kuin aurinkomme , kuten näemme sen Maasta katsottuna - 0,33 ° (Aurinkomme kulmahalkaisija on  0,5 °), mutta yhtäkään planeettaa ei ole vielä löydetty. löytyi tähden läheltä [20] . Vaikka tähden säteittäisnopeudessa on havaittu 73,26  päivän jaksollisuus , se liittyy todennäköisesti enemmän tähtien aktiivisuuteen kuin lähellä kiertoradalla olevaan planeettaobjektiin. π 3 Orionin ympäriltä ei löydetty alisatelliittia , ja McDonaldin observatorioryhmä asetti rajat yhdelle tai useammalle planeetalle [21] , joiden massat ovat 0,84–46,7 Jupiterin massat keskimääräisillä etäisyyksillä 0,05–5,2  a.u. . Näin ollen on mahdollista, että planeetat voivat kiertää asumiskelpoisella vyöhykkeellä ilman gravitaatiota häiritsevän kappaleen aiheuttamia komplikaatioita . π 3 Orionis valittiin yhdeksi Maan kaksoistähteen 10:stä pääkohdetähdestä [22] .

Tähden pintapainovoima on 4,4  CGS [9] tai 251,1 m/s 2 eli hieman vähemmän kuin Auringon ( 274,0 m/s 2 ). Planeettaa kantavilla tähdillä on yleensä korkeampi metallisuus kuin Auringon, ja π 3 Orioniksen metallisuus on hieman korkeampi: sen rautapitoisuus suhteessa vetyyn on 109 % Auringosta. Tämä tähti pyörii päiväntasaajan nopeudella 17  km/s [10] (eli lähes 8,5-kertaisella nopeudella aurinkoon verrattuna), ja tämän tähden täydellinen kierros kestää noin 3,8 päivää, mikä ilmeisesti aiheuttaa merkittävää magneettista aktiivisuutta. π 3 Orioniksen ikä on 1,4 miljardia vuotta [5] , mikä on hyvin lyhyt verrattuna vetyfuusiossa olevien kääpiöiden elinikään, jonka arvioidaan olevan 4,9 miljardia vuotta [16] .

Röntgenkuvat osoittavat, että tähdellä on aurinkotyyppisille tähdille tyypillinen kuuma korona. Tähden hyvin tutkittu liike osoittaa, että tähti lähestyi Aurinkoa 210 000  vuotta sitten 15 valovuoden etäisyydellä , jolloin se oli kaksi kertaa kirkkaampi. π 3 Orionis voi olla Delta Scuti -tyyppinen muuttuva tähti [12] , koska sen kirkkaus vaihtelee noin 5 % eli se vaihtelee +3,15 m ja +3,21 m välillä [23] , mutta silti tämäntyyppistä vaihtelua ei ole vielä vahvistettu [16] .

π 3 Orionis on tunnistettu infrapunalähteeksi , mikä tarkoittaa jäännöskiekkoa kiertoradalla tähden ympärillä [12] .

Tähden kaksinaisuus

π 3 Orionin kaksinaisuuden löysi V. Ya. Struve vuonna 1852. Washington Catalog of Visual Binariesin mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [24] :

Tähdellä ei kuitenkaan näytä olevan satelliitteja [25] . Sillä ajateltiin kerran olevan yksi himmeä tähtikumppani 112,5 kaarisekunnin etäisyydellä , mutta sen liikkeen mittaukset osoittavat, että se liikkuu erittäin nopeasti, eikä visuaalisella kumppanilla todennäköisesti ole gravitaatioyhteyttä π 3 Orioniin, eli tähdet ovat yksinkertaisesti näköetäisyydellä.

Jo π 3 Orionin liike osoittaa kuitenkin, että tähti on vierailija galaksin toisesta osasta , koska tähti liikkuu suurella nopeudella - 24  km/s suhteessa aurinkoon, mikä on lähes kaksi kertaa nopeampi kuin tähti. Galaktisen levyn paikalliset tähdet [12] .

Tähden välitön ympäristö

Seuraavat tähtijärjestelmät ovat 20 valovuoden sisällä [26] Pi 3 Orionic -järjestelmästä (vain lähin tähti, kirkkain (<6,5 m ) ja merkittävät tähdet ovat mukana). Niiden spektrityypit on esitetty näiden luokkien värien taustalla (nämä värit on otettu spektrityyppien nimistä eivätkä vastaa havaittuja tähtien värejä):

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( marraskuu 2007 ) , Uuden Hipparcos-reduktion validointi , Astronomy and Astrophysics osa 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/001:2076   
2. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Johnson, HL & Morgan, WW ( 1953 ) , Tähtien perusfotometria spektrityypin standardeille Yerkesin spektriatlasin tarkistetussa järjestelmässä , Astrophysical Journal , osa 117: 313–352.15.10966 /102   
4. ↑ Evans, DS (20.–24. kesäkuuta 1966 ) , The Revision of the General Catalog of Radial Velocities, Batten, Alan Henry & Heard, John Frederick, Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30 , Toronton yliopisto : International Astronomical Union   
5. ↑ 1 2 3 Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( heinäkuu 2009 ), The Geneve-Copenhagen survey of the sunlar district. III. Parannetut etäisyydet, iät ja kinematiikka , Astronomy and Astrophysics Supplement Series V. 501 (3): 941-947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 Huomautus: katso VizieR-luettelo V/130 Machine2 Arkistoitu01 7 Maaliskuu at the Machine2 Arkistoitu .   
6. ↑ Kukarkin, BV ( 1981 ) , Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde eV (epäiltyjen muuttuvien tähtien luettelo) , Moskova : Academy of Sciences USSR , GAISh   
7. ↑ Takeda, G. ( 2007 ) , Läheisten viileiden tähtien tähtiparametrit. II. ~1000 viileän tähden fysikaaliset ominaisuudet SPOCS-luettelosta , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 168: 297–318 , DOI 10.1086/509763 Huomautus: katso VizieR-luettelo J/ApJS/168/297 Arkistoitu 30. syyskuuta 201 Waybackissa .   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( helmikuu 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Pääsekvenssi A, F ja G Stars , The Astrophysical Journal, osa 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 Katso taulukko 10.   
9. ↑ 1 2 Kuroczkin , D. & Wiszniewski, A. ( 1997 ), The problem of iron abundance in the SMR stars., Acta Astronomica voi . 27: 145-150   
10. ↑ 1 2 Bernacca , PL & Perinotto, M. ( 1970 ), Tähtien pyörimisnopeuksien luettelo, Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago , osa 239 (1)   
11. ↑ * pi.03 Ori -- Korkean liikkeen tähti , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=pi03+Ori > . Haettu 27. tammikuuta 2019. Arkistoitu 21. helmikuuta 2019 Wayback Machinessa   
12. ↑ 1234 H.R. 1543. _ _ _ Kirkkaiden tähtien luettelo . Haettu 21. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2019. (Venäjän kieli)
13. ↑ Moore, Patrick & Rees, Robin ( 2011 ) , Patrick Mooren Data Book of Astronomy (2. painos), Cambridge University Press , s. 460, ISBN 0521899354 , < https://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA460 > Arkistoitu 10. syyskuuta 2020 Wayback Machinessa   
14. ↑ IAU:n tähtinimityöryhmä (WGSN  ) . Haettu 22. toukokuuta 2016. Arkistoitu alkuperäisestä 13. toukokuuta 2020.
15. ↑ Tähtien  nimeäminen . IAU.org. Haettu 16. joulukuuta 2017. Arkistoitu alkuperäisestä 11. huhtikuuta 2020.
16. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tabit.html > . Haettu 27. syyskuuta 2018. Arkistoitu 13. syyskuuta 2015 Wayback Machineen  
17. ↑ (kiina)中國星座神話, kirjoittanut 陳久金. Julkaisija 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (kiinalainen) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkistoitu 15. huhtikuuta 2012 Wayback Machinessa 
19. ↑ Garrison, RF (joulukuu 1993 ) , Anchor Points for the MK System of Spectral Classification , Bulletin of the American Astronomical Society Vol . 25: 1319 , < http://www.astro.utoronto.ca/~garrison /mkstds.html > . Haettu 4. helmikuuta 2012. Arkistoitu 25. kesäkuuta 2019 Wayback Machinessa   
20. ↑ Pi(3)  Orionis . Internet Stellar -tietokanta . Arkistoitu alkuperäisestä 21. helmikuuta 2019.
21. ↑ Wittenmyer, Robert A. ( heinäkuu 2007 2006 ), McDonald Observatory Planet Search Program -havaintorajat , The Astronomical Journal , osa 132(1): 177–188 , DOI 10.1086/504942   
22. ↑ Pi3 Orionis 2?  (englanniksi) . SolStation . Haettu 11. heinäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 19. heinäkuuta 2008.
23. ↑ NSV 1731  . GAISH . Arkistoitu alkuperäisestä 14. heinäkuuta 2018.
24. ↑ p3Orionis  (englanniksi)  (downlink) . Alcyone Bright Star -luettelo . Käyttöpäivä: 21. helmikuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. maaliskuuta 2016.
25. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA (syyskuu 2008 ) , Luettelo kirkkaiden tähtijärjestelmien moninaisuudesta , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, osa 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.13615. .x   
26. ↑ Tähdet 20 valovuoden päässä Pi(3) Orionis:  (eng.) . Internet Stellar -tietokanta .