Pi³ Orion

Pi 3 Orion ( π 3 Orion , pi 3 Orionis , π 3 Orionis , zkráceně pi 3 Ori , π 3 Ori ) je hvězda v severním souhvězdí Orion . Hvězda má zdánlivou velikost 3,16 m [3] a podle Bortlovy stupnice je viditelná pouhým okem i na obloze v centru města . 

Z měření paralaxy provedených během mise Hipparcos je známo, že hvězda je vzdálená asi 26,32  světelných let ( 8,07  pc ) [1] . Hvězda je pozorována severně od 84 ° j. š. sh., tedy téměř na celém území obydlené Země , s výjimkou polárních oblastí Antarktidy . Nejlepší doba pozorování je prosinec [12] .

Jméno hvězdy

π 3 Orionis — ( latinsky pi 3 Orionis ) je Bayerovo označení .  Hvězda má také označení dané Flamsteedem  - 1 Orionis.

Hvězda má tradiční název Tabit ( anglicky  Tabit ) [13] . V roce 2016 zorganizovala Mezinárodní astronomická unie IAU Working Group on Star Names (WGSN) [14] za účelem katalogizace a standardizace vlastních jmen hvězd . WGSN schválilo jméno „Tabit“ ve svém bulletinu ze dne 5. září 2017 a nyní je zahrnuto do seznamu schválených hvězdných jmen podle IAU [15] .

Tabit je arabské slovo ( arabsky ﺛﺎﺑﺖ ‎), pravděpodobně znamená „Pacient“ ( anglicky  Endurer ). Hvězda Pi 3 Orionis skvěle ilustruje zmatek, který často obklopuje jména hvězd. Dřívější seznam skládající se z π 1 , π 2 , π 3 a π 4 Orion (tj. číslovaný tradičním způsobem od západu k východu) byl později a podivně změněn na současný: π 3 Orion, π 2 , π 4 , π 1 Orion , tedy od severu k jihu, takže kdysi π 3 Orion byl π 1 Orion. Navíc jméno "Sabit" (se stejným významem "Pacient"), které bylo s největší pravděpodobností použito pro Upsilon of Orion (na jihovýchod a pod Orionovým pásem ), bylo v pozdějších dobách nějak změněno na "Tabit". pak byl znovu aplikován na proud π 3 Orion [16] .

V čínské astronomii, hvězda patří do souhvězdí參旗( Sān Qí ) "Síť"a je součástí asterismu參旗六( Zhāng Xiù yī ), což znamená „Prapor tří hvězd“ ( angl.  Banner of Three Stars ), skládající se z 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] . Proto je π 3 samotného Orionu známá jako —參旗六( Zhāng Xiù yī ) — „ Šestá hvězda praporu tří hvězd “ [18] . 

Vlastnosti hvězdy

Spektrální typ π 3 Orionu je F6V [3] , což znamená, že je poněkud větší ( 1,32  [8] ) a jasnější než Slunce ( 2,82  [8] ), což také naznačuje, že vodík v jádru hvězdy slouží jadernému palivu, což znamená, že hvězda je v hlavní sekvenci . Od roku 1943 slouží spektrum této hvězdy jako jeden ze stabilních referenčních bodů, podle kterých jsou klasifikovány ostatní hvězdy [19] . π 3 Orionis je na minimální vzdálenosti, při které ještě není nutná korekce na infračervené nebo ultrafialové záření . Hvězda vyzařuje energii ze své vnější atmosféry o efektivní teplotě asi 6516  K [8] , což jí dává žlutobílý odstín hvězdy typu F .

Aby planeta podobná naší Zemi dostávala přibližně stejné množství energie, jaké dostává od Slunce, musela by být umístěna ve vzdálenosti 1,72  AU. (ve skutečnosti za oběžnou dráhou Marsu ). Navíc z takové vzdálenosti by π 3 Orion vypadal o 30 % menší než naše Slunce , jak ho vidíme ze Země – 0,33 ° (úhlový průměr našeho Slunce  je 0,5 °), ale zatím nebyla ani jedna planeta. nalezené poblíž hvězdy [20] . Ačkoli byla pozorována periodicita 73,26  dne u radiální rychlosti hvězdy , pravděpodobně to souvisí spíše s aktivitou hvězd než s planetárním objektem na blízké oběžné dráze. Kolem π 3 Orion nebyl nalezen žádný subhvězdný satelit a tým McDonaldovy observatoře stanovil limity pro přítomnost jedné nebo více planet [21] s hmotností od 0,84 do 46,7 hmotností Jupiteru v průměrných vzdálenostech od 0,05 do 5,2  a.u. . Je tedy možné, že planety mohou obíhat v obyvatelné zóně bez jakýchkoli komplikací způsobených gravitačně rušivým tělesem . π 3 Orionis byla vybrána jako jedna z 10 hlavních cílových hvězd pro hledání dvojčete Země [22] .

Hvězda má povrchovou gravitaci 4,4  CGS [9] nebo 251,1 m/s 2 , tedy o něco méně než ta sluneční ( 274,0 m/s 2 ). Hvězdy nesoucí planetu mívají vyšší metalicitu než Slunce a π 3 Orionis má o něco vyšší metalicitu: její obsah železa v poměru k vodíku je 109 % obsahu Slunce. Otáčí se rovníkovou rychlostí 17  km/s [10] (tj. rychlostí téměř 8,5krát větší než je rychlost Slunce) a trvá této hvězdě asi 3,8 dne, než dokončí úplnou otáčku, což zřejmě způsobuje významnou magnetickou aktivitu. π 3 Orionis má stáří 1,4 miliardy let [5] , což je velmi krátké v porovnání s životností trpaslíků s vodíkovou fúzí, která se odhaduje na 4,9 miliardy let [16] .

Rentgenové záření ukazuje, že hvězda má horkou korónu, typickou pro hvězdy slunečního typu. Dobře prozkoumaný pohyb hvězdy ukazuje, že se hvězda přibližovala ke Slunci před 210 000  lety na vzdálenost 15 světelných let , kdy byla dvakrát jasnější. π 3 Orionis může být proměnná hvězda typu Delta Scuti [12] , protože její jasnost kolísá asi o 5 %, to znamená, že kolísá mezi +3,15 m a +3,21 m [23] , ale tento typ variability ještě není potvrzeno [16] .

π 3 Orionis byl identifikován jako infračervený zdroj , což naznačuje zbytkový disk na oběžné dráze kolem hvězdy [12] .

Dualita hvězdy

Dualitu π 3 Orion objevil V. Ya Struve v roce 1852. Podle Washington Catalog of Visual Binaries jsou parametry těchto komponent uvedeny v tabulce [24] :

Zdá se však, že hvězda nemá žádné satelity [25] . Kdysi se předpokládalo, že má jednoho slabého hvězdného společníka ve vzdálenosti 112,5 úhlových sekund , ale měření jeho pohybu ukazuje, že se pohybuje velmi rychle, a s největší pravděpodobností vizuální společník nemá žádné gravitační spojení s π 3 Orioni, tj. prostě v zorném poli.

Samotný pohyb π 3 Orionu však ukazuje, že hvězda je návštěvníkem z jiné části Galaxie , protože se hvězda pohybuje vysokou rychlostí - 24  km/s vzhledem ke Slunci, což je téměř dvakrát rychleji než hvězda. lokální hvězdy galaktického disku [12] .

Bezprostřední okolí hvězdy

Následující hvězdné systémy jsou do 20 světelných let [26] od systému Pi 3 Orionic (zahrnuty jsou pouze nejbližší hvězdy, nejjasnější (<6,5 m ) a pozoruhodné hvězdy). Jejich spektrální typy jsou znázorněny na pozadí barev těchto tříd (tyto barvy jsou převzaty z názvů spektrálních typů a neodpovídají pozorovaným barvám hvězd):

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( listopad 2007 ) , Validace nové Hipparcosovy redukce , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6361:200736   
2. ↑ Vzdálenost vypočtená z dané hodnoty paralaxy
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Johnson, HL & Morgan, WW ( 1953 ) , Základní fotometrie hvězd pro standardy spektrálního typu na revidovaném systému Yerkesova spektrálního atlasu , Astrophysical Journal sv.   
4. ↑ Evans, DS (20.–24. června 1966 ) , Revize obecného katalogu radiálních rychlostí, v Batten, Alan Henry & Heard, John Frederick, Stanovení radiálních rychlostí a jejich aplikace, Sborník ze sympozia IAU č. 30 , University of Toronto : International Astronomical Union   
5. ↑ 1 2 3 Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( červenec 2009 ), The Geneva-Copenhagen survey of the solar near. III. Vylepšené vzdálenosti, věky a kinematika , Astronomie a astrofyzika Supplement Series V. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 Poznámka: viz katalog VizieR V/130 Archived 7. března 2019 na stroji Waback .   
6. ↑ Kukarkin, BV ( 1981 ) , Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde eV (Katalog podezřelých proměnných hvězd) , Moskva : Akademie věd SSSR , GAISh   
7. ↑ Takeda, G. ( 2007 ) , Hvězdné parametry blízkých chladných hvězd. II. Fyzikální vlastnosti ~1000 chladných hvězd z katalogu SPOCS , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 168: 297–318 , DOI 10.1086/509763 Poznámka: viz katalog VizieR J/ApJS/168/297 Archivováno 30. září 2012 na Wayback Machine .   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( únor 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Hvězdy hlavní sekvence A, F a G , The Astrophysical Journal díl 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 Viz tabulka 10.   
9. ↑ 1 2 Kuroczkin , D. & Wiszniewski, A. ( 1997 ), Problém abundance železa ve hvězdách SMR., Acta Astronomica vol . 27: 145–150   
10. ↑ 1 2 Bernacca , PL & Perinotto, M. ( 1970 ), Katalog hvězdných rotačních rychlostí, Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago , sv . 239 (1)   
11. ↑ * pi.03 Ori -- Hvězda s vysokým vlastním pohybem , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=pi03+Ori > . Staženo 27. ledna 2019. Archivováno 21. února 2019 na Wayback Machine   
12. ↑ 1234 H.R. 1543. _ _ _ Katalog jasných hvězd . Staženo 21. února 2019. Archivováno z originálu 21. února 2019. (Ruština)
13. ↑ Moore, Patrick & Rees, Robin ( 2011 ) , Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2. vyd.), Cambridge University Press , str. 460, ISBN 0521899354 , < https://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA460 > Archivováno 10. září 2020 ve Wayback Machine   
14. ↑ Pracovní skupina IAU pro hvězdná jména (WGSN  ) . Staženo 22. 5. 2016. Archivováno z originálu 13. 5. 2020.
15. ↑ Pojmenování hvězd  . IAU.org. Získáno 16. prosince 2017. Archivováno z originálu 11. dubna 2020.
16. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tabit.html > . Získáno 27. září 2018. Archivováno 13. září 2015 na Wayback Machine  
17. ↑ (čínsky)中國星座神話, napsal 陳久金. Vydalo 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (čínština) AEEA (aktivity výstavy a vzdělávání v astronomii) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Archivováno 15. dubna 2012 na Wayback Machine 
19. ↑ Garrison, RF (prosinec 1993 ) , Kotevní body pro MK systém spektrální klasifikace , Bulletin Americké astronomické společnosti svazek 25: 1319 , < http://www.astro.utoronto.ca/~garrison /mkstds.html > . Získáno 4. února 2012. Archivováno 25. června 2019 na Wayback Machine   
20. ↑ Pi(3)  Orionis . Internetová hvězdná databáze . Archivováno z originálu 21. února 2019.
21. ↑ Wittenmyer, Robert A. ( červenec 2007 2006 ), Detekční limity z programu McDonald Observatory Planet Search Program , The Astronomical Journal vol. 132(1): 177–188 , DOI 10.1086/504942   
22. ↑ Pi3 Orionis 2?  (anglicky) . SolStation . Získáno 11. července 2008. Archivováno z originálu 19. července 2008.
23. ↑ NSV 1731  . GAISH . Archivováno z originálu 14. července 2018.
24. ↑ p3Orionis  (anglicky)  (downlink) . Alcyone Bright Star Katalog . Datum přístupu: 21. února 2019. Archivováno z originálu 4. března 2016.
25. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA (září 2008 ) , Katalog mnohosti mezi jasnými hvězdnými systémy , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.136920029 .X   
26. ↑ Hvězdy do 20 světelných let od Pi(3) Orionis:  (angl.) . Internetová hvězdná databáze .