YaChudo

Пі3 Оріона

Переглядів: 0. Оновлено 07.11.2026.

π3 Оріона

Розташування π3 Оріона (обведено)
Дані спостереження
Епоха J2000
Сузір’я Оріон
Пряме піднесення 04г 49х 50.41091с[1]
Схилення +06° 57′ 40.5883″[1]
Видима зоряна величина (V) 3.16[2]
Характеристики
Спектральний класF6IV-V[3] Редагувати інформацію у Вікіданих
Показник кольору U−B+0.00[2]
Показник кольору B−V+0.46[2]
Тип змінностіЗапідозрений[4]
Астрометрія
Променева швидкість (Rv) 24.1[5] км/c
Власний рух (μ) Пр.сх.: 464.06[1] мас/р
Схил.: 11.21[1] мас/р
Паралакс (π) 123.94 ± 0.17 мас[1]
Відстань 26.32 ± 0.04 св. р.
(8.07 ± 0.01 пк)
Абсолютна зоряна
величина (MV) 		3.65[6]
Фізичні характеристики
Маса 1,288±0,019 M☉
Радіус 1,317±0,004 R☉
Світність 2,816±0,06 L☉
Ефективна температура 6 518±35 K
Обертальна швидкість (v sin i) 17[7] км/с
Інші позначення
Tabit, π3 Ori, 1 Ori, BD+06°762, FK5 1134, GCTP 1077.00, Gliese 178, HD 30652, HIP 22449, HR 1543, LTT 11517, SAO 112106[8]
Посилання
SIMBADдані для pi03+Ori

Пі3 Оріона (π3 Оріона, скорочено Pi3 Ori, π3 Ori ), також відома як Табіт [ˈteɪbɪt][1][2] — зоря в екваторіальному сузір'ї Оріона. З видимою візуальною зоряною величиною 3,16[4], вона добре видима неозброєним оком і є найяскравішою та найближчою зіркою в левовій шкурі (або щиті), яку тримає Оріон. Виміряно за допомогою методу паралакса, вона знаходиться на відстані 26,32 світлового року (8,07 парсека) від Сонця[5].

Номенклатура

π3 Оріона (лат. Pi3 Orionis ) — це позначення системи Байєра .

Вона носила традиційну назву «Табіт», від арабського الثابت al-thābit «тривалий (фіксований/постійний)»[6]. У 2016 році МАУ організував Робочу групу з назв зір (WGSN) для каталогізації та стандартизації власних назв зір. WGSN затвердила назву Табіт для цієї зорі 5 вересня 2017 року, і тепер вона включена до Списку назв зір, затверджених МАУ[2].

Китайською мовою 參旗 (Sān Qí), що означає Прапор трьох зір, відноситься до астеризму, що складається з π3 Оріона, ο1 Оріона, ο2 Оріона, 6 Оріона, π1 Оріона, π2 Оріона, π4 Оріона, π5 Оріона та π6 Оріона[7]. Отже, китайська назва самого Пі3 Оріона 參旗六( Zhāng Qí Liù ), «Шоста Зоря Прапора Трьох Зір»[9].

Згідно з книгою Річарда Хінклі Аллена «Назви зір – їхнє перекази та значення», ця зоря разом з ο1 Оріона, ο2 Оріона, π1 Оріона, π2 Оріона, π4 Оріона, π5 Оріона, π6 Оріона та 6 Оріона (усі мають 4-5-ту зоряну величину та розташовані вертикально) вказують на левову шкуру, але Аль-Тізіні сказав, що це перський Аль-Тадж, «Корона» або «Тіара» їхніх царів; та арабський Аль-Кумм, «Рукав» одягу, в який вони одягали Велетня, без шкіри.

Улугбек називав їх Аль-Дхаваїб, «Щось, що висить»; і глобус Боргіа мав те саме, можливо, саме звідти вони й походять. Титул Аль-Суфі був Маніка, латинський термін, що означає захисну рукавицю; а Гроцій виголосив довгу дисертацію про Мантилю, яку якась анонімна особа застосувала до них, зображуючи її як тканину, накинуту на руку Велетня[8].

Властивості

Пі3 Оріона, найімовірніше, самотня зоря; сусідня зоря, вірогідно, є її оптичним супутником[10].

Це зоря головної послідовності спектрального класу F6. V. З 1943 року спектр цієї зорі служить однією з стабільних опорних точок, за якими класифікуються інші зорі[11]. Порівняно з Сонцем, вона має близько 129% маси, 132% радіуса та майже втричі більшу світність. Ця енергія випромінюється із зовнішньої атмосфери зорі при ефективній температурі 6518, що надає йому жовто-білого світіння зорі F-типу[12].

Хоча спостерігається періодичність зміни радіальної швидкості зорі 73,26 дня, вона, ймовірно, більше пов'язана із зоряною активністю, ніж із планетарним об'єктом на близькій орбіті. Наразі навколо Табіта не виявлено жодного підзоряного супутника, і команда обсерваторії Макдональда встановила обмеження на наявність однієї або кількох планет[13] з масами від 0,84 до 46,7 маси Юпітера та середніми відстанями між ними від 0,05 до 5,2 астрономічної одиниці. Таким чином, поки що здається, що планети можуть легко обертатися в зоні життя без будь-яких ускладнень, спричинених гравітаційно збурюючим тілом.

Посилання

  1. ↑ а б в г д е van Leeuwen, F. (Листопад 2007), Validation of the new Hipparcos reduction, Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357, S2CID 18759600.
  2. ↑ а б в г д Johnson, H. L.; Morgan, W. W. (1953), Fundamental stellar photometry for standards of spectral type on the revised system of the Yerkes spectral atlas, Astrophysical Journal, 117: 313—352, Bibcode:1953ApJ...117..313J, doi:10.1086/145697.
  3. ↑ а б Gray, R. O., Napier, M. G., Winkler, L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars // Astron. J. / J. G. III, E. Vishniac — NYC: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  4. ↑ а б Kukarkin, B. V. та ін. (1981), Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde e.V. (Catalogue of suspected variable stars), Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde, Moscow: Academy of Sciences USSR Shternberg, Bibcode:1981NVS...C......0K.
  5. ↑ а б Evans, D. S. (20–24 червня 1966), The Revision of the General Catalogue of Radial Velocities, у Batten, Alan Henry; Heard, John Frederick (ред.), Determination of Radial Velocities and their Applications, Proceedings from IAU Symposium no. 30, т. 30, University of Toronto: International Astronomical Union, с. 57, Bibcode:1967IAUS...30...57E.
  6. ↑ а б Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (Липень 2009), The Geneva-Copenhagen survey of the solar neighbourhood. III. Improved distances, ages, and kinematics, Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 501 (3): 941—947, arXiv:0811.3982, Bibcode:2009A&A...501..941H, doi:10.1051/0004-6361/200811191, S2CID 118577511. Note: see VizieR catalogue V/130.
  7. ↑ а б Bernacca, P. L.; Perinotto, M. (1970), A catalogue of stellar rotational velocities, Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago, 239 (1): 1, Bibcode:1970CoAsi.239....1B.
  8. ↑ а б pi03 Ori. SIMBAD. Страсбурзький центр астрономічних даних. Процитовано 7 січня 2011.
  9. ↑ Luck, R. Earle (1 березня 2018). Abundances in the Local Region. III. Southern F, G, and K Dwarfs. The Astronomical Journal. 155 (3): 111. Bibcode:2018AJ....155..111L. doi:10.3847/1538-3881/aaa9b5. ISSN 0004-6256. Tabit's database entry at VizieR.
  10. ↑ Eggleton, P. P.; Tokovinin, A. A. (Вересень 2008), A catalogue of multiplicity among bright stellar systems, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 389 (2): 869—879, arXiv:0806.2878, Bibcode:2008MNRAS.389..869E, doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13596.x, S2CID 14878976.
  11. ↑ Garrison, R. F. (Грудень 1993), Anchor Points for the MK System of Spectral Classification, Bulletin of the American Astronomical Society, 25: 1319, Bibcode:1993AAS...183.1710G, архів оригіналу за 25 червня 2019, процитовано 4 лютого 2012
  12. ↑ Soubiran, C.; Creevey, O. L.; Lagarde, N.; Brouillet, N.; Jofré, P.; Casamiquela, L.; Heiter, U.; Aguilera-Gómez, C.; Vitali, S.; Worley, C.; de Brito Silva, D. (1 лютого 2024), Gaia FGK benchmark stars: Fundamental Teff and log g of the third version, Astronomy and Astrophysics, 682: A145, arXiv:2310.11302, Bibcode:2024A&A...682A.145S, doi:10.1051/0004-6361/202347136, ISSN 0004-6361 Tabit's database entry at VizieR.
  13. ↑ Wittenmyer, Robert A. та ін. (Липень 2006), Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program, The Astronomical Journal, 132 (1): 177—188, arXiv:astro-ph/0604171, Bibcode:2006AJ....132..177W, doi:10.1086/504942, S2CID 16755455.

Джерело: стаття у Вікіпедії та історія редагувань (автори).