Pi³ Orion

Pi 3 Orion ( π 3 Orion , pi 3 Orionis , π 3 Orionis , förkortat pi 3 Ori , π 3 Ori ) är en stjärna i den norra stjärnbilden Orion . Stjärnan har en skenbar magnitud på 3,16 m [3] , och enligt Bortl-skalan är den synlig för blotta ögat även på innerstadshimlen . 

Från mätningar av parallax tagna under Hipparcos -uppdraget är stjärnan känd för att vara omkring 26,32  ljusår ( 8,07  pc ) bort [1] . Stjärnan observeras norr om 84 ° S. sh., det vill säga nästan över hela den bebodda jordens territorium , med undantag för de polära områdena i Antarktis . Den bästa observationstiden är december [12] .

Stjärnnamn

π 3 Orionis — ( Latiniserad pi 3 Orionis ) är Bayers beteckning .  Stjärnan har även beteckningen som ges av Flamsteed  - 1 Orionis.

Stjärnan har det traditionella namnet Tabit ( engelska  Tabit ) [13] . 2016 organiserade International Astronomical Union IAU Working Group on Star Names (WGSN) [14] för att katalogisera och standardisera riktiga stjärnnamn . WGSN godkände namnet "Tabit" i sin bulletin daterad 5 september 2017 , och det ingår nu i listan över godkända stjärnnamn av IAU [15] .

Tabit är ett arabiskt ord ( arabiska ﺛﺎﺑﺖ ‎), förmodligen betyder "patient" ( engelska  Endurer ). Stjärnan Pi 3 Orionis illustrerar på ett briljant sätt den förvirring som ofta omger stjärnnamn. En tidigare lista bestående av π 1 , π 2 , π 3 och π 4 Orion (det vill säga numrerad på traditionellt sätt, från väst till öst) ändrades senare och konstigt nog till den nuvarande: π 3 Orion, π 2 , π 4 , π 1 Orion , det vill säga från norr till söder, så en gång var π 3 Orion π 1 Orion. Dessutom ändrades namnet "Sabit" (med samma betydelse "patient"), som med största sannolikhet applicerades på Upsilon i Orion (mot sydost och under Orions bälte ), på något sätt till "Tabit" i senare tider. , och applicerades sedan igen på strömmen π 3 Orion [16] .

I kinesisk astronomi, stjärnan tillhör konstellationen參旗( Sān Qí ) "Nätverk"och ingår i asterismen ,參旗六( Zhāng Xiù yī ) som betyder "Tre stjärnors banner" ( eng.  Banner of Three Stars ), bestående av 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] . Därför är π 3 av Orion själv känd som —參旗六( Zhāng Xiù yī ) — "The Sixth Star of Banner of Three Stars " [18] . 

Stjärnegenskaper

Spektraltypen för π 3 Orion är F6V [3] , vilket betyder att den är något större ( 1,32  [8] ) och ljusare än solen ( 2,82  [8] ), vilket också indikerar att väte i stjärnans kärna tjänar kärnbränsle, vilket betyder att stjärnan är på huvudsekvensen . Sedan 1943 har denna stjärnas spektrum fungerat som en av de stabila referenspunkterna efter vilka andra stjärnor klassificeras [19] . π 3 Orionis är på det minsta avstånd där korrigering för infraröd eller ultraviolett strålning ännu inte krävs . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på omkring 6516  K [8] , vilket ger den den gul-vita nyansen av en stjärna av F-typ .

För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 1,72  AU. (faktiskt bortom Mars omloppsbana ). Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle π 3 Orion se 30 % mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,33 ° ( solens vinkeldiameter  är 0,5 °), dock har inte en enda planet ännu varit hittat nära stjärnan [20] . Även om en periodicitet på 73,26  dagar har observerats i stjärnans radiella hastighet , är den förmodligen mer relaterad till stjärnaktivitet än till ett planetariskt objekt i nära omloppsbana. Ingen substellär satellit hittades runt π 3 Orion , och McDonalds observatorieteam satte gränser för närvaron av en eller flera planeter [21] med massor från 0,84 till 46,7 Jupitermassor på medelavstånd från 0,05 till 5,2  a.u. . Således är det möjligt att planeter kan kretsa i den beboeliga zonen utan några komplikationer orsakade av en gravitationsmässigt störande kropp . π 3 Orionis valdes som en av de 10 huvudmålstjärnorna för sökandet efter jordens tvilling [22] .

Stjärnan har en yttyngdkraft på 4,4  CGS [9] eller 251,1 m/s 2 , det vill säga något mindre än den solenergiska ( 274,0 m/s 2 ). Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet än solen, och π 3 Orionis har en något högre metallicitet: dess järnhalt i förhållande till väte är 109 % av solens. Roterande med en ekvatorialhastighet på 17  km/s [10] (dvs. med en hastighet på nästan 8,5 gånger solens), tar denna stjärna cirka 3,8 dagar att fullborda ett helt varv, vilket uppenbarligen orsakar betydande magnetisk aktivitet. π 3 Orionis har en ålder på 1,4 miljarder år [5] , vilket är mycket kort jämfört med livslängden för dvärgar med vätefusion, som uppskattas till 4,9 miljarder år [16] .

Röntgenstrålar indikerar att stjärnan har en het korona, typisk för stjärnor av soltyp. Stjärnans välstuderade rörelse visar att stjärnan närmade sig solen för 210 000  år sedan på ett avstånd av 15 ljusår , då den var dubbelt så ljus. π 3 Orionis kan vara en variabel stjärna av typen Delta Scuti [12] , eftersom dess ljusstyrka varierar med cirka 5 %, det vill säga den fluktuerar mellan +3,15 m och +3,21 m [23] , men fortfarande har denna typ av variabilitet inte ännu bekräftats [16] .

π 3 Orionis har identifierats som en infraröd källa , vilket antyder en kvarvarande skiva i omloppsbana runt stjärnan [12] .

Stjärnans dualitet

Dualiteten av π 3 Orion upptäcktes av V. Ya. Struve 1852. Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [24] :

Stjärnan verkar dock inte ha några satelliter [25] . Det ansågs en gång ha en svag stjärnföljeslagare på ett avstånd av 112,5 bågsekunder , men mätningar av dess rörelse visar att den rör sig mycket snabbt, och troligen har den visuella följeslagaren ingen gravitationskoppling till π 3 Orioni, d.v.s. stjärnorna är helt enkelt i sikte.

Själva rörelsen av π 3 Orion visar dock att stjärnan är en besökare från en annan del av galaxen , eftersom stjärnan rör sig med en hög hastighet - 24  km/s i förhållande till solen, vilket är nästan dubbelt så snabbt som lokala stjärnor på den galaktiska skivan [12] .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [26] från Pi 3 Orion-systemet (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ) och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ) , Validering av den nya Hipparcos-reduktionen , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-607835:70   
2. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Johnson, HL & Morgan, WW ( 1953 ) , Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revided system of the Yerkes spectral atlas , Astrophysical Journal vol. 117: 313–352 . DOI 69/7141508/70.   
4. ↑ Evans, DS (20–24 juni 1966 ) , Revisionen av General Catalog of Radial Velocities, i Batten, Alan Henry & Heard, John Frederick, Bestämning av radiella hastigheter och deras tillämpningar, Proceedings from IAU Symposium no. 30 , University of Toronto : International Astronomical Union   
5. ↑ 1 2 3 Holmberg , J.; Nordström, B. & Andersen, J. ( juli 2009 ), The Geneva-Copenhagen survey of the solar quarter. III. Förbättrade avstånd, åldrar och kinematik , Astronomy and Astrophysics Supplement Series V. 501 (3): 941–947 , DOI 10.1051/0004-6361/200811191 Obs: se VizieR-katalogen V/130 Wayback - katalogen 7 mars 019 .   
6. ↑ Kukarkin, BV ( 1981 ) , Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde eV (Katalog över misstänkta variabla stjärnor) , Moskva : Vetenskapsakademien USSR , GAISh   
7. ↑ Takeda, G. ( 2007 ) , Stjärnparametrar för närliggande kalla stjärnor. II. Fysiska egenskaper hos ~1000 coola stjärnor från SPOCS-katalogen , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 168: 297–318 , DOI 10.1086/509763 Obs: se VizieR-katalogen J/ApJS/168/297 Arkiverad 30 september 2012 .   
8. ↑ 1 2 3 4 5 6 Boyajian , Tabetha S.; McAlister, Harold A.; van Belle, Gerard & Gies, Douglas R. ( februari 2012 ), Stellar Diameters and Temperatures. I. Huvudsekvens A, F och G Stars , The Astrophysical Journal vol 746 (1): 101 , DOI 10.1088/0004-637X/746/1/101 Se Tabell 10.   
9. ↑ 1 2 Kuroczkin , D. & Wiszniewski, A. ( 1997 ), The problem of iron abundance in the SMR stars., Acta Astronomica vol 27: 145–150   
10. ↑ 1 2 Bernacca , PL & Perinotto, M. ( 1970 ), En katalog över stjärnrotationshastigheter, Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago , vol 239 (1)   
11. ↑ * pi.03 Ori -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=pi03+Ori > . Hämtad 27 januari 2019. Arkiverad 21 februari 2019 på Wayback Machine   
12. ↑ 1234 H.R. 1543 . _ _ Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 21 februari 2019. Arkiverad från originalet 21 februari 2019. (ryska)
13. ↑ Moore, Patrick & Rees, Robin ( 2011 ) , Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2:a upplagan), Cambridge University Press , sid. 460, ISBN 0521899354 , < https://books.google.com/books?id=2FNfjWKBZx8C&pg=PA460 > Arkiverad 10 september 2020 på Wayback Machine   
14. ↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN  ) . Hämtad 22 maj 2016. Arkiverad från originalet 13 maj 2020.
15. ↑ Namnge stjärnor  . IAU.org. Hämtad 16 december 2017. Arkiverad från originalet 11 april 2020.
16. ↑ 1 2 3 Kaler , James B., TAU-1 ERI , University of Illinois , < http://stars.astro.illinois.edu/sow/tabit.html > . Hämtad 27 september 2018. Arkiverad 13 september 2015 på Wayback Machine  
17. ↑ (kinesiska)中國星座神話, skriven av 陳久金. Publicerad av 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7 . 
18. ↑ (kinesiska) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 8 日Arkiverad 15 april 2012 på Wayback Machine 
19. ↑ Garrison, RF (december 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 > . Hämtad 4 februari 2012. Arkiverad 25 juni 2019 på Wayback Machine   
20. ↑ Pi(3)  Orionis . Internet Stellar Database . Arkiverad från originalet den 21 februari 2019.
21. ↑ Wittenmyer, Robert A. ( juli 2007 2006 ), Detektionsgränser från McDonald Observatory Planet Search Program , The Astronomical Journal vol. 132(1): 177–188 , DOI 10.1086/504942   
22. ↑ Pi3 Orionis 2?  (engelska) . SolStation . Hämtad 11 juli 2008. Arkiverad från originalet 19 juli 2008.
23. ↑ NSV 1731  . GAISH . Arkiverad från originalet den 14 juli 2018.
24. ↑ p3Orionis  (engelska)  (nedlänk) . Alcyone Bright Star-katalog . Datum för åtkomst: 21 februari 2019. Arkiverad från originalet den 4 mars 2016.
25. ↑ Eggleton, PP & Tokovinin, AA (september 2008 ) , En katalog över mångfald bland ljusstarka stjärnsystem , Monthly Notices of the Royal Astronomical Society vol. 389 (2): 869–879 , DOI 10.1111/j.136205.13625. .x   
26. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Pi(3) Orionis:  (eng.) . Internet Stellar Database .