Psi Sails

Komponent A
Psi Sails A
Sorts	gul-vit subjätte
Skenbar storlek	3,91 [9]
Rätt rörelse
• höger uppstigning	−178,488 ± 0,662 [10] mas per år
• deklination	93.500 ± 0.807 [10] mas per år
Parallax (π)	54,6059±0,4483 [10] mas
Spektralklass	F0IV [11]
Färgindex
• B−V	+0,34 [12]
Vikt	1,44 [7 ] M⊙
Temperatur	7122 ± 242 [7] K
metallicitet	0,0 ± 0,2 [11]
Rotation	156,0 km/s [13]
Koder i kataloger Ba Psi Sails A, ψ Sails A, Psi Velorum A, ψ Velorum A , Psi Vel A , ψ Vel A J09307-4028A
SIMBAD	data

Komponent B
Psi Sails B
Sorts	gul-vit subjätte
Skenbar storlek	+5,12 [9]
Rätt rörelse
• höger uppstigning	−203,949 ± 0,572 [14] mas per år
• deklination	44,266 ± 0,596 [14] mas per år
Parallax (π)	54,3053±0,3292 [14] mas
Spektralklass	F3IV [11]
Färgindex
• B−V	+0,53 [12]
Temperatur	6812+1628 -760,5[14] K
Koder i kataloger Ba Psi Sails B, ψ Sails B, Psi Velorum B, ψ Velorum B , Psi Vel B , ψ Vel B J09307-4028B
SIMBAD	data

Källor: [15] [16] [17]

Information i Wikidata ?

Psi Sails (ψ Sails, Psi Velorum, ψ Velorum , förkortat Psi Vel, ψ Vel ) är en dubbelstjärna i den södra stjärnbilden Sails . Psi Parusov har en skenbar magnitud på +3,58 m [2] och är, enligt Bortl-skalan , synlig för blotta ögat på innerstadshimlen .

Från mätningar av parallax som erhölls under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 61,4 ly bort . år ( 18,8 st ) från jorden . Stjärnan observeras söder om 50°N. , det vill säga synlig söder om Engelska kanalen , söder om Luxemburg , Belgorod-regionen , Altai , Sakhalin och Prov. Newfoundland och Labrador . Den bästa tiden för observation är februari [21] .

Den genomsnittliga rumshastigheten för Psi Sails har komponenter (U, V, W)=(-17,4, -8,7, -5,8) [22] , vilket betyder U= −17,4 km/s (rör sig i riktning från det galaktiska centrumet ) ), V = −8,7 km/s (rör sig mot den galaktiska rotationsriktningen) och W= −5,8 km/s (rör sig mot den galaktiska sydpolen ).

Psi Parusov rör sig ganska långsamt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är 9 km/s [21] , vilket är nästan lika med hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan rör sig bort från solen . Stjärnan närmade sig solen på ett avstånd av 55,26 sv. För 393 000 år sedan [22] när den ökade sin ljusstyrka med 0,22 m till 3,36 m (det vill säga den lyste nästan som Xi Gemini eller som Omicron Ursa Major A skiner nu). På himlen rör sig stjärnan mot nordväst och passerar genom himmelssfären 0,160 bågsekunder per år [23] . Rörelsen av detta system i rymden gör det till en kandidatmedlem i den rörliga gruppen Castor av stjärnor [24] .

Stjärnnamn

Psi Sails ( latiniserat Psi Velorum ) är en Bayer-beteckning som gavs till stjärnorna 1603 [ 23] . Även om stjärnorna har beteckningen ψ ( Psi är den 23:e bokstaven i det grekiska alfabetet ), är stjärnan i sig den 9:e ljusaste i stjärnbilden .

Komponentbeteckningarna som Psi Sails AB följer från konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem , och antagen av International Astronomical Union (IAU) [25] .

Egenskaper för ett multipelsystem

Psi Parusov A och Psi Parusov B är ett brett par av dubbelstjärnor med en rotationsperiod runt ett gemensamt barycentrum på 33,95 år [ 8] . Enligt Keplers lagar kan man räkna ut att banans halvstoraxel är 11,84 AU. Systemet har en ganska stor excentricitet , som är lika med 0,433 [8] . Alltså, i processen att rotera runt varandra, närmar sig stjärnorna varandra på ett avstånd av 6,71 AU. (radien för Jupiters bana är 5,20 AU ), sedan tas de bort till ett avstånd av 16,97 AU. (radien för Uranus bana är 19,23 AU ). Lutningen i systemet är inte särskilt hög och uppgår till 58,0° [8] sett från jorden .

Om vi tittar från Psi Sails A till Psi Sails B kommer vi att se en gulvit stjärna som lyser med en ljusstyrka på -22,46 m , det vill säga med en ljusstyrka på 2 % av solens ljusstyrka (i genomsnitt, beroende på på stjärnans position i omloppsbana). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara -0,05 ° [b] , vilket är 11 % av vår sols vinkelstorlek . Om vi tittar från sidan av Psi Sails B till Psi Sails A, kommer vi att se en gulvit stjärna som lyser med en ljusstyrka på -23,59 m , det vill säga med en ljusstyrka på 6% av solens ljusstyrka ( i genomsnitt, beroende på positionen stjärnor i omloppsbana). Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara -0,06 ° [b] , vilket kommer att vara 13 % av solens storlek. Mer exakta parametrar för stjärnorna ges i tabellen:

	Vid periastron ( 6,71 AU )				Vid apoaster ( 16,97 AU )
	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %
A→B	-23.69	0,06 %	~0,09°	~19 %	-21.67	0,01 %	~0,04°	7,5 %
B→A	-24.82	0,18 %	~0,11°	~23 %	-22.81	0,03 %	~0,05°	~10 %
m är den skenbara stjärnstorleken ; $L_{\bigodot }$ - Ljusstyrka, uttryckt i solens ljusstyrka ; D° är stjärnans vinkeldiameter uttryckt i grader ( solens vinkeldiameter är 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot ))$ % är stjärnans diameter uttryckt i procent av solens diameter ;

Åldern för Psi Sails är 889 miljoner år [7] . Denna ålder är dock underskattad eftersom stjärnan redan är i övergången till det subgigantiska stadiet . Det är också känt att stjärnor med en massa på 1,44 $M_{\bigodot }$ [7] lever på huvudsekvensen i cirka 3,6 miljarder år . Sedan kommer stjärnan att flytta till det röda jättestadiet , där den kommer att dröja i högst några hundra tusen år, kasta av sig de yttre skalen, som kommer att observeras i cirka 10 000 år i form av en planetarisk nebulosa , och sedan bli en vit dvärg med medelmassa .

Egenskaper för Psi Sails A

Psi Parusov A är en underjätte , spektralklass F0IV [11] indikerar också att vätet i stjärnans kärna håller på att ta slut och inte längre fungerar som ett kärnkrafts "bränsle" och stjärnan har redan lämnat huvudsekvensen .

Stjärnans massa är 1,44 $M_{\bigodot }$ [7] . Baserat på sin massa föddes stjärnan som en huvudsekvensdvärg av spektraltyp F0 . Vid födseln, när stjärnan gick in i huvudsekvensen, var dess radie 1,40 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ , dess effektiva temperatur var 7610 K [26] enligt tabell VII och VIII , och ljusstyrkan , beräknad från Stefan-Boltzmann-lagen , var 5,9 $L_{\bigodot }$ . 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 2,43 AU . d.v.s. in i den inre delen av huvudasteroidbältet och mer specifikt in i asteroiden Beatrices omloppsbana . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Psi Sails A se 39% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,301 ° [b] ( vinkeldiametern på vår sol är 0,5 °). Men i evolutionsprocessen ökar dess radie och temperaturen sjunker. För närvarande utstrålar stjärnan energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 7122 K [7] , vilket ger den dess karakteristiska gul-vita färg.

På grund av den höga ljusstyrkan hos en stjärna kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1973 . Eftersom stjärnan är binär uppmättes radien för den ljusaste komponenten 1983 . Data om dessa mätningar ges i tabellen:

Radie för stjärnan Psi Parusov, mätt direkt

Stjärnans namn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
Psi Sails G	1973	4.00	F2IV	—	1,60	[27]
Psi Sails	1982	3,60	F2IV	1.1	—	[28]
Gliese 351A	1983	3,60	F2IV	—	1.2	[29]

Stjärnan har en ytgravitation som är karakteristisk för en dvärg som passerar in i subjättestadiet på 4,27 CGS [7] eller 186 m/s 2 , det vill säga den är 68 % av solvärdet ( 274,0 m/s 2 ). därifrån, genom att känna till tyngdkraften och stjärnans massa, kan du beräkna radien som blir lika med 1,443 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ . Således var både 1973 och 1983 års mätningar tillräckliga men felaktiga. Dess ljusstyrka , beräknad från Stefan-Boltzmann-lagen, är 4,8 $L_{\bigodot }$ .

Planetbärande stjärnor tenderar att ha mer metallicitet än solen, och Psi Parus A har ett solmetallicitetsvärde på +0,0 [ 11] , vilket tyder på att stjärnan "kom" från andra delar av galaxen som hade samma mängd metaller, och föddes i ett molekylärt moln på grund av samma täta stjärnpopulation och samma antal supernovor .

Psi Sails A roterar med en hastighet på minst 78 gånger solens och är lika med 156,0 km/s [13] , vilket ger stjärnan en rotationsperiod på minst 0,48 dagar . Psi Sails A är i existenszonen för "separationshastigheten", som faller på F5-spektralklassen . Ovanför den roterar hetare stjärnor mycket snabbare som ett resultat av att deras yttre konvektiva lager faller . Det är sant, som ett resultat av genereringen av magnetfält , i kombination med stjärnvindar , saktar deras rotation ner med tiden.

Egenskaper för Psi Sails B

Psi Parusov B är en subjätte , spektralklass F3IV [11] indikerar också att vätet i kärnan av stjärnan håller på att ta slut och inte längre fungerar som ett kärnbränsle och stjärnan har redan lämnat huvudsekvensen . För närvarande utstrålar stjärnan energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6812 K [14] , vilket ger den dess karakteristiska gul-vita färg.

På grund av den höga ljusstyrkan hos en stjärna kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1973 . Data om dessa mätningar ges i tabellen:

Radie för stjärnan Psi Parus B, mätt direkt

Stjärnans namn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
Psi Sails S	1973	5.10	F8V	—	1.20	[trettio]

Men nu vet vi att stjärnans radie är 2,07 ± 0,71 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [14] , och en liknande radie är typisk för en underjätte , men den mättes med ett mycket stort fel, och från detta kan vi dra slutsatsen att mätningen från 1973 var korrekt. Dess ljusstyrka är också karakteristisk för en expanderande subjätte . Det beräknades från Stefan-Boltzmann-lagen och är lika med 8,296 $L_{\bigodot }$ [14] , men det är osannolikt att det är korrekt och troligen är det mindre än 3,0 $L_{\bigodot }$ .

Psi Parusov uppvisar liten variabilitet [31] [32] : under observationer fluktuerar stjärnans ljusstyrka med 0,6 m , ändras från 4,5 m till 5,1 m , utan någon periodicitet (mest troligt har stjärnan flera perioder), typen av variabel. är inte definierad.

Historia om studiet av stjärnmångfald

År 1883 upptäckte den brittiske astronomen R. Copeland dualiteten hos stjärnan Psi Sails, det vill säga han upptäckte B-komponenten och stjärnorna inkluderades i katalogerna som COP 1 [c] .

Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [33] [34] :

Komponent	År	Antal mätningar	Positionsvinkel	Vinkelavstånd	Skenbar storlek på komponent I	Skenbar storlek på komponent II
AB	1883	160	45°	0,8°	3,91 m _	5,12 m _
AB	2018	160	128°	1,0°	3,91 m _	5,12 m _

Stjärnan Psi Sails A har en satellit som rör sig i en elliptisk bana. Det är en stjärna med femte magnituden som ligger på ett vinkelavstånd av 1,0 bågsekunder . Uppströms nodidentifiering är inte väldefinierad. Malkov et al. ( 2012 ) erhöll de dynamiska, fotometriska och spektroskopiska massorna för båda stjärnorna som 3,70 ± 0,50 $M_{\bigodot }$ , 2,42 $M_{\bigodot }$ respektive 3,00 $M_{\bigodot }$ [ 9] .

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem är inom 20 ljusår [35] från stjärnan Psi Parus (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):

Stjärna	Spektralklass	Avstånd, St. år
Gliese 1126	K3 V	9,36

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det ytterligare cirka 10 röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M som inte fanns med i listan.

Anteckningar

Kommentarer

↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
↑ 1 2 3 4 5 Vinkeldiametern (δ) beräknas med formeln: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a.u. ; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i AU.
↑ COP - länk till R. Copelands katalog , 1 - postnummer i hans katalog

Källor

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validation of the new Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:2078:2078
↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), Sammanställning av Eggens UBV-data, omvandlad till UBV (opublicerad), Katalog över Eggens UBV-data (engelska) ( SIMBAD )
↑ de Bruijne, JHJ & Eilers, A.-C. ( Oktober 2012 ), Radiella hastigheter för HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion-projektet , Astronomy & Astrophysics (Eng.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-63161/21912
↑ Psi Velorum . Internet Stellar Database .
↑ Just, A. & Jahrei, H. ( oktober 2008 ), Huvudsekvensen från F till K-stjärnor i solområdet i SDSS-färger , Astronomische Nachrichten (Eng.) Vol 329 (8): 790 , DOI 10.1002/asna .200811030
↑ Gray, R.O.; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( juli 2006 ), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spektroskopi av stjärnor tidigare än M0 inom 40 pc-The Southern Sample , The Astronomical Journal (engelska) v. 132 (1): 161 –170 , DOI 10.1086/504637
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David, Trevor J. & Hillenbrand, Lynne A. ( 2015 ), The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested, and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets , The Astrophysical Journal vol 804 (2): 146 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Hartkopf, WI; Mason, BD & Worley, C.E. ( 2006 ), Sixth Catalogue of Orbits of Visual Binary Stars (engelska) , < http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6/orb6orbits.html#09307-4028 > . Hämtad 3 april 2017. Arkiverad 20 oktober 2016 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA & Chulkov, D.A. ( 2012 ), Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries , Astronomy & Astrophysics (Eng.) v. 546: 5, A69 , DOI 10.1051/0004-63191/7742
↑ 1 2 3 Gaia DR2 5426587107145955712 . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) . Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ 1 2 3 4 5 6 Heiter, U.; Jofré, P.; Gustafsson, B. & Korn, AJ ( 2015 ), Gaia FGK benchmark stars: Effective temperatures and surface gravities , Astronomy & Astrophysics (Eng.) V. 582: A49 , DOI 10.1051/0004-6361/201526319
↑ 1 2 Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, VV & Mason, BD ( mars 2002 ), Tycho dubbelstjärnekatalog , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 384: 180–189 , DOI 10.1051/0004-6361:20011822
↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A. & Schmitt, JHMM ( januari 2009 ), Ca II HK-emission i snabbt roterande stjärnor. Bevis för en uppkomst av dynamo av solartyp , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 493 (3): 1099–1107, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 , < http://oc.uni-goettingen de/goescholar/bitstream/handle/1/9690/aa10377-08.pdf?sequence=2 > (nedlänk)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia DR2 5426587107149861120 . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) . Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ *psi Vel – Dubbel eller multipel stjärna . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 22 juni 2020.
↑ *psi Vel A – Stjärna med hög proporrörelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 22 juni 2020.
↑ *psi Vel B – Stjärna med hög proporrörelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 16 juni 2020.
↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. Nya begränsningar för den kemiska utvecklingen av solområdet och galaktiska skivor .) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 530.-P. A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK-emission i snabbt roterande stjärnor // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 493, Iss. 3. - P. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
↑ SIMBAD Astronomical Database
↑ 12 H.R. 3786 . Katalog över ljusa stjärnor . Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 15 juni 2020. (ryska)
↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (English) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno =46505 Arkiverad 20 juni 20, 20 juni
↑ 1 2 Psi Velorum . Universum guide . Arkiverad från originalet den 22 augusti 2018.
↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi & Fukagawa, Misato ( september 2010 ), potentiella medlemmar av stellar kinematiska grupper inom 20 pc av solen , The Astronomical Journal vol 140(3): 713–722 , DOI 10.1088/0004- 60256/ 3/713
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Om namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ Habets, GMHJ; Heintze, JRW Empiriska bolometriska korrigeringar för huvudsekvensen // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1981. - November ( vol. 46 ). - S. 193-237 . - .
↑ CADARS katalogpost: recno= 4603 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) . Hämtad 15 april 2022. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ CADARS katalogpost: recno= 4600 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) . Hämtad 15 april 2022. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ CADARS katalogpost: recno= 4601 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) . Hämtad 15 april 2022. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ CADARS katalogpost: recno= 4602 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) . Hämtad 15 april 2022. Arkiverad från originalet 15 juni 2020.
↑ Samus, NN & Durlevich, OV ( 2009 ), VizieR Online Data Catalog: General Catalog of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (Eng.) , VizieR Online Data Catalog: B/gcvs Vol 1
↑ NSV 4513 . GAISH . Arkiverad från originalet den 15 juni 2020.
↑ COP 1: Katalogposten för Washington Double Star Catalogue . Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 25 mars 2016.
↑ y Velorum . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 15 juni 2020. Arkiverad från originalet 22 januari 2013.
↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Psi Velorum: (engelska) . Internet Stellar Database .

Länkar

Bild på Psi Sails

Stjärnorna i konstellationen Sails
Bayer	γ δ κd:Q14259 λ μd:Q66477104 ο φ ψ Ad:Q1647935 Bd:Q1647944 Cd:Q1648168 Dd:Q3781690 Ed:Q6725681 Fd:Q3781650 Hd:Q3781716 jagd:Q3781790 Jd:Q66477126 Kd:Q384280 Ld:Q3781803 Md:Q3781805 Nd:Q2606736 Od:Q3781818 Fd:Q1648163 ad:Q1648154 bd:Q1747502 cd:Q2396065 dd:Q3781691 ed:Q3781674 fd:Q3781701 gd:Q1051077 hd:Q3781698 id:Q3781971 k¹d:Q3781756 k²d:Q3781752 ld:Q3781755 md:Q3781826 nd:Q1648178 sidd:Q1052081 qd:Q1647695 rd:Q3781888 sd:Q75730274 td:Q3781910 ud:Q3781823 wd:Q3781720 xd:Q3781921 yd:Q601735 zd:Q3781751
Variabler	Rd:Q3928450 Sd:Q6116382 Td:Q56304769 Ud:Q56192491 Vd:Q6158545 Wd:Q4017601 Xd:Q4021693 Yd:Q4022337 Zd:Q56163567 Nd:Q2606736 AHd:Q3600959 AId:Q5653651 AOd:Q12069966 CVd:Q5737708 F Zd:Q7212645 GKd:Q3781786 GP GXd:Q3781740 GYd:Q3781876 GZd:Q3781881 HU HVd:Q6725681 H Wd:Q3781679 HXd:Q3781687 HYd:Q3781688 HZd:Q3781699 IOd:Q12070502 IPd:Q3781816 ÄRd:Q3781583 IUd:Q3781721 IVd:Q3781835 I Wd:Q3781962 IYd:Q3781712 IZd:Q3781723 KNd:Q12070557 KQd:Q2917645 KRd:Q16688125 KTd:Q6725516 KWd:Q12069942 KXd:Q3781701 KYd:Q12068595 LNd:Q3781686 LRd:Q3781769 LWd:Q3781864 MOd:Q12070202 MVd:Q66477126 NEJd:Q3781602 New Yorkd:Q3781678 NZd:Q3781680 OOd:Q12070150 OPd:Q3781693 O Qd:Q12070193 OYd:Q7267231 PQd:Q12070308 PTd:Q6055540 PXd:Q12070386 QSd:Q16688165 QVd:Q12070492 QZd:Q3781830 V335d:Q526084 V338d:Q12070671 V340d:Q12070701 V349d:Q12070753 V350d:Q12070755 V360d:Q12070909 V361d:Q3781975 V382d:Q777239 V391d:Q93302318 V469d:Q12070185
planetsystem _	HD 73526d:Q282389 HD 75289 HD 83443d:Q260362 HD 85390 HD 93385 HD 95338d:Q88187994 HD 297549d:Q89434227 HD 300730d:Q94449439 TOI-1231d:Q81376505 WASP-19 Gliese 367d:Q90956012 Gliese 370 Gliese 1132
Övrig	HIP 43148 Luman 16
Lista över stjärnor i stjärnbilden Sails