Для установки нажмите кнопочку Установить расширение. И это всё.

Исходный код расширения WIKI 2 регулярно проверяется специалистами Mozilla Foundation, Google и Apple. Вы также можете это сделать в любой момент.

Как перевоплотить Википедию

Хотите, чтобы Википедия всегда выглядела так профессионально и современно? Мы создали расширение для браузера. Оно совершенствует любую страницу энциклопедии, которую вы посетите, с помощью магических технологий WIKI 2.

Попробуйте — вы его можете удалить в любой момент.

Установить за 5 сек.
4,5
Келли Слэйтон
Мои поздравления с отличным проектом... что за великолепная идея!
Александр Григорьевский
Я использую WIKI 2 каждый день
и почти забыл как выглядит оригинальная Википедия.
Статистика
На русском, статей
Улучшено за 24 ч.
Добавлено за 24 ч.
Что мы делаем. Каждая страница проходит через несколько сотен совершенствующих техник. Совершенно та же Википедия. Только лучше.
Great Wikipedia has got greater.
.
Лео
Ньютон
Яркие
Мягкие

Пи⁵ Ориона

Из Википедии — свободной энциклопедии

Для того чтобы посмотреть другие звёздные системы с этим обозначением Байера, см. Пи Ориона.
Пи5 Ориона
Двойная звезда
Графики временно недоступны из-за технических проблем.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Двойная звезда
Прямое восхождение 04ч 54м 15,10с
Склонение 02° 26′ 26″
Расстояние 1341,55±371,3 св. года (411,52±113,90 пк)[1]
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +3,62m, Vmin = +3,67m, P = 3,7 д[1]
Созвездие Орион
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 23,4[2] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 1,43[2] mas в год
 • склонение 0,23[2] mas в год
Параллакс (π) 2,43 ± 0,93[2] mas
Абсолютная звёздная величина (V) Vmax = −4,41m, Vmin = −4,34m, P = 3,7 д[1]
Спектральные характеристики
Спектральный класс B2III[5][6][…]
Показатель цвета
 • B−V −0,19[1]
 • U−B −0,82[1]
Переменность эллипсоидальная переменная (ELL)[3]
Физические характеристики
Температура 21 860 К[7]
Металличность −0,28[7]
Вращение 90 км/с[8]
Часть от Пи Ориона[d]
Коды в каталогах

Пи5 Ориона
Ba pi5 Ori
BD +02°810, FK5 180}GC=5978, HD 31237, HIC 22797, HIP 22797, HR 1567, IRAS 04516+0221, PPM 148148, SAO 112197, 2MASS J04541509+0226263, AAVSO 0449+02, AG +02 505, GCRV 2896, HGAM 348, JP11 944, PLX 1095, ROT 691, SBC7 198, SBC9 288, TD1 3686, UBV 21300, uvby98 100031237 V

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Пи5 Ориона — звезда созвездия Ориона, входит в астеризм, состоящий из вертикальной дуги звёзд, название каждой из которых обозначается греческой буквой π и цифрой, которая была присвоена Байером, с севера на юг, от π1 до π6. Сам астеризм обозначают и рисуют по-разному: Дубинка или Щит или Лук Ориона[4].

π5 — необычная и плохо изученная бело-голубая звезда четвёртой звёздной величины (3,72m) спектрального класса B, находящаяся на расстоянии 1 340 (с большой долей неопределённости) световых лет от Земли. Спектральные исследования показывают, что π5 — двойная система, которая состоит из гиганта спектрального класса B3, и горячего спутника — карлика спектрального класса B0. Его период обращения вокруг главной звезды — 3,7004 суток, и это показывает, что они весьма близки и отделены друг от друга расстоянием намного меньшим, чем астрономическая единица. В результате их близости и вращения, по крайней мере, 90 км/с, каждая из звёзд имеет форму эллипсоида. Когда они вращаются вокруг друг друга по почти круговым орбитам, они поворачиваются к наблюдателю, то более широкой, то более узкой стороной, что приводит к колебанию яркости на величину около 0,07m. Их наклон орбиты может достигать 70° и звёзды не могут полностью затмить друг друга. Вся система весьма похожа на Спику. Бинарная природа звезды впервые была обнаружена с помощью спектра в 1903 году, а первые параметры орбиты определены в 1913 году О. Дж. Ли (O. J. Lee). Переменность, а также её тип — эллипсоидальная переменная, были найдены Джоелом Стеббинсом (Joel Stebbins), в процессе наблюдений, которые он проводил в 1917 году с помощью 12-дюймового рефрактора[9] в Университете штата Иллинойс[4].

Стеббинс измерял вариации затменно-двойной системы Лямбда Тельца, использовал π5 в качестве эталона и нашёл несоответствия, которые могут произойти только в случае, если эталонная звезда сама окажется переменной. Отношение яркости двух звёзд неизвестно, так что это не позволяет оценить светимости и массы звёзд по отдельности. «Комбинированная» температура составляет около 20 800 K. Если весь свет (за вычетом 0,2m звёздной величины, поглощённой межзвёздной пылью) приходит с гиганта спектрального класса B3, светимость будет в 24 000 раза больше солнечной, и из этого можно оценить массу звезды в 12 солнечных. Если суммарная масса системы 12 солнечных масс, то это значит, расстояние между звёздами будет около одной десятой астрономической единицы. Спектральные данные и угол наклона заставляют предлагать, что это расстояние лишь несколько сотых а. е. Хотя наблюдения происходят более века, окончательные параметры π5 до сих пор не определены[4].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Object and Aliases (англ.). NASA/IPAC/NExSci Star & Exo Planet Observations. Дата обращения: 4 ноября 2018. Архивировано из оригинала 19 июня 2012 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 V* pi.05 Ori -- Ellipsoidal variable Star (англ.). SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Дата обращения: 27 июля 2010. Архивировано 19 июня 2012 года.
  3. ↑ p5 Orionis на Alcyone Архивная копия от 15 января 2013 на Wayback Machine (англ.)
  4. ↑ 1 2 3 4 PI-5 ORI (Pi-5 Orionis) (англ.). Jim Kaler. Дата обращения: 27 июля 2010. Архивировано 19 июня 2012 года.
  5. ↑ Walker M. F. A search for stars of the beta Canis Majoris type (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 1952. — Vol. 57. — P. 227–231. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/106759
  6. ↑ Levato H. Rotational velocities and spectral types for a sample of binary systems — 1975. — Т. 19. — С. 91–99.
  7. ↑ 1 2 Gies D. R., Lambert D. L. Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in early B-type stars (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 1992. — Vol. 387. — P. 673–700. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/171116
  8. ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars (англ.) // The Astrophysical Journal / E. Vishniac — IOP Publishing, 2002. — Vol. 573, Iss. 1. — P. 359–365. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/340590
  9. ↑ History of the University of Illinois Observatory and 12" Refractor (англ.). David Nash. Дата обращения: 27 июля 2010. Архивировано из оригинала 19 июня 2012 года.
Эта страница в последний раз была отредактирована 6 июня 2021 в 14:13.
Как только страница обновилась в Википедии она обновляется в Вики 2.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.
Основа этой страницы находится в Википедии. Текст доступен по лицензии CC BY-SA 3.0 Unported License. Нетекстовые медиаданные доступны под собственными лицензиями. Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак организации Wikimedia Foundation, Inc. WIKI 2 является независимой компанией и не аффилирована с Фондом Викимедиа (Wikimedia Foundation).
Связаться с WIKI 2
Введение
Условия использования
Конфиденциальность