Pi⁵ Orión

Pi 5 Orión  - la estrella de la constelación de Orión , está incluida en un asterismo que consiste en un arco vertical de estrellas, el nombre de cada una de las cuales está indicado por la letra griega π y el número que fue asignado por Bayer , de norte a sur , de π 1 a π 6 . El asterismo en sí se designa y dibuja de diferentes maneras: Garrote o Escudo o Arco de Orión [4] .

π 5  es una estrella azul-blanca inusual y poco conocida de cuarta magnitud (3,72 m ) de tipo espectral B, ubicada a una distancia de 1.340 (con un alto grado de incertidumbre) años luz de la Tierra . Los estudios espectrales muestran que π 5  es un sistema binario , que consiste en un gigante de tipo espectral B3 y un compañero caliente, una enana de tipo espectral B0. Su periodo de revolución alrededor de la estrella principal es de 3,7004 días, y esto demuestra que están muy cerca y separados entre sí por una distancia mucho menor que una unidad astronómica . Como resultado de su proximidad y rotación de al menos 90 km/s, cada una de las estrellas tiene la forma de un elipsoide . Cuando giran uno alrededor del otro en órbitas casi circulares, se vuelven hacia el observador, luego hacia un lado más ancho, luego hacia un lado más estrecho, lo que conduce a una fluctuación de brillo de aproximadamente 0,07 m . Su inclinación orbital puede alcanzar los 70° y las estrellas no pueden eclipsarse por completo entre sí. Todo el sistema es bastante similar a Spica . La naturaleza binaria de la estrella se descubrió por primera vez usando un espectro en 1903, y los primeros parámetros orbitales fueron determinados en 1913 por OJ Lee. La variabilidad de , así como su tipo, la variable elipsoidal , fueron encontradas por Joel Stebbins durante las observaciones que realizó en 1917 con un refractor de 12 pulgadas [10] en la Universidad de Illinois [4] .

Stebbins midió las variaciones de la binaria eclipsante Lambda Tauri , usó π 5 como referencia y encontró inconsistencias que solo podrían ocurrir si la estrella de referencia resulta ser variable. No se conoce la proporción del brillo de las dos estrellas, por lo que no permite estimar la luminosidad y las masas de las estrellas por separado. La temperatura "combinada" es de unos 20.800 K. Si toda la luz (menos 0,2 m de magnitud absorbida por el polvo interestelar ) procede de un gigante de tipo espectral B3, la luminosidad será 24.000 veces mayor que la del sol , y de ahí podemos estimar la masa de la estrella en 12 solar . Si la masa total del sistema es de 12 masas solares, entonces esto significa que la distancia entre las estrellas será de aproximadamente una décima parte de una unidad astronómica . Los datos espectrales y el ángulo de inclinación sugieren que esta distancia es solo unas pocas centésimas de UA. e) Aunque se han realizado observaciones durante más de un siglo, los parámetros finales de π 5 aún no se han determinado [4] .

Notas

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Objeto y alias  (ing.)  (enlace no disponible) . Observaciones de estrellas y exoplanetas de NASA/IPAC/NExSci . Consultado el 4 de noviembre de 2018. Archivado desde el original el 19 de junio de 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 V* pi.05 Ori --  Estrella variable elipsoidal . SIMBAD . Centre de Donnees astronomiques de Estrasburgo. Consultado el 27 de julio de 2010. Archivado desde el original el 19 de junio de 2012.
3. ↑ p 5 Orionis on Alcyone Archivado el 15 de enero de 2013 en Wayback Machine . 
4. ↑ 1 2 3 4 PI-5 ORI (Pi-5 Orionis  ) . Jim Kaller . Consultado el 27 de julio de 2010. Archivado desde el original el 19 de junio de 2012.
5. ↑ Walker MF Una búsqueda de estrellas del tipo beta Canis Majoris  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 1952. - vol. 57.—Pág. 227–231. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.1086/106759
6. ↑ Levato H. Velocidades de rotación y tipos espectrales para una muestra de sistemas binarios - 1975. - V. 19. - S. 91–99.
7. ↑ Lesh J. R. La cinemática del cinturón de Gould: ¿un grupo en expansión?  (inglés) // The Astrophysical Journal : Serie de suplementos - Sociedad Astronómica Estadounidense , 1968. - Vol. 17. - Pág. 371. - ISSN 0067-0049 ; 1538-4365 - doi:10.1086/190179
8. ↑ 1 2 Gies D. R., Lambert D. L. Abundancia de carbono, nitrógeno y oxígeno en las primeras estrellas de tipo B  (inglés) // Astrophys. J./E . Vishniac - Ediciones IOP , 1992. - Vol. 387.—Pág. 673–700. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/171116
9. ↑ Abt H. A., Levato H., Grosso M. Rotational Velocities of B Stars  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editorial IOP , 2002. - Vol. 573, edición. 1.- Pág. 359-365. — ISSN 0004-637X ; 1538-4357 - doi:10.1086/340590
10. ↑ History of the University of Illinois Observatory and 12" Refractor  (ing.)  (enlace no disponible) . David Nash . Consultado el 27 de julio de 2010. Archivado desde el original el 19 de junio de 2012.