Pi Fornacis - Pi Fornacis - Wikipedia

Pi Fornacis
Data pozorování
Epocha J2000.0       Rovnodennost J2000.0 (ICRS )
SouhvězdíFornax
Správný vzestup02h 01m 14.72272s[1]
Deklinace−30° 00′ 06.5913″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.360[2]
Vlastnosti
Spektrální typG8 III[3]
U-B barevný index+0.471[2]
B-V barevný index+0.882[2]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)24.40±0.10[4] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −109.37[1] mas /rok
Prosinec: −109.19[1] mas /rok
Paralaxa (π)11.08 ± 0.29[1] mas
Vzdálenost294 ± 8 ly
(90 ± 2 ks )
Absolutní velikost  (M.PROTI)+0.68[5]
Detaily[4]
π Pro A
Hmotnost1.04±0.22 M☉
Poloměr9.62±0.44 R☉
Zářivost57.5 L☉
Povrchová gravitace (logG)2.75±0.05 cgs
Teplota5,048±26 K.
Kovovost [Fe / H]−0.56±0.03 dex
Rychlost otáčení (proti hříchi)0.92±0.44 km / s
Stáří5.18±3.05 Gyr
π Pro B
Hmotnost0.5[6] M☉
Jiná označení
π Pro, CD −30° 703, HD  12438, BOKY  9440, HR  594, SAO  193455.[7]
Odkazy na databáze
SIMBADdata

π Fornacis (Latinized as Pi Fornacis) je Označení Bayer pro binární hvězda systém na jihu souhvězdí z Fornax. Má zdánlivá vizuální velikost 5,360,[2] který je dostatečně jasný, aby byl viditelný pouhým okem za temné noci. S ročním posun paralaxy ze dne 11.08mas, odhaduje se, že leží kolem 294světelné roky z slunce. V této vzdálenosti je vizuální velikost snížena mezihvězdou absorpční faktor 0,10 kvůli prachu.[4]

Tento systém je členem tenký disk populace mléčná dráha galaxie.[4] Primární složka A je vyvinul Typ G. obří hvězda s hvězdná klasifikace G8 III.[3] Má odhadovanou hmotnost o něco vyšší než Slunce, ale rozšířila se na více než devětkrát vyšší Poloměr Slunce. Hvězda je stará zhruba pět miliard let a pomalu se točí s a projektovaná rychlost otáčení 0,9 km / s. Pi Fornacis A vyzařuje 57,5krát více sluneční svítivost od jeho vnější atmosféra opálení efektivní teplota 5 048 K.[4]

Společník, komponenta B, byl objeven v roce 2008 pomocí JANTAR nástroj Velmi velký dalekohled zařízení. V době objevu tato hvězda ležela odhadem úhlové oddělení z 12.0±4,0 mas od primárního podél a úhel polohy z 120°±20°. Předběžné oběžná doba pro pár je 11,4 let a poloviční osa je minimálně 70 mas. Oběžná dráha je velmi vysoká nakloněný k přímce pohledu ze Země.[6]

Reference

  1. ^ A b C d E van Leeuwen, F. (2007), „Validace nové redukce Hipparcos“, Astronomie a astrofyzika, 474 (2): 653–664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A & A ... 474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357.
  2. ^ A b C d Jennens, P. A .; Helfer, H. L. (září 1975), „Nová fotometrická kalibrace množství a svítivosti kovů pro obry G a K pole“, Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti, 172: 667–679, Bibcode:1975MNRAS.172..667J, doi:10,1093 / mnras / 172,3,667.
  3. ^ A b Houk, Nancy (1979), Michiganský katalog dvourozměrných spektrálních typů pro hvězdy HD, 3Ann Arbor, Michigan: Ústav astronomie, University of Michigan, Bibcode:1982mcts.book ..... H
  4. ^ A b C d E Jofré, E .; et al. (2015), „Hvězdné parametry a chemická hojnost 223 vyvinutých hvězd s planetami i bez nich“, Astronomie a astrofyzika, 574, arXiv:1410.6422, Bibcode:2015A & A ... 574A..50J, doi:10.1051/0004-6361/201424474, A50.
  5. ^ Ammler-von Eiff, M .; Reiners, A. (červen 2012), „Nová měření rotace a diferenciální rotace ve hvězdách A-F: existují dvě populace odlišně rotujících hvězd?“, Astronomie a astrofyzika, 542: A116, arXiv:1204.2459, Bibcode:2012A & A ... 542A.116A, doi:10.1051/0004-6361/201118724.
  6. ^ A b Cusano, F .; et al. (Březen 2012), „AMBER / VLTI pozorování pěti obřích hvězd“, Astronomie a astrofyzika, 539: 7, arXiv:1112.5043, Bibcode:2012A & A ... 539A..58C, doi:10.1051/0004-6361/201116731, A58.
  7. ^ „pi. Pro - hvězda vysokého správného pohybu“, Astronomická databáze SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, vyvoláno 2017-01-24.