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| 観測データ エポック J2000.0 春分 J2000.0 | |
|---|---|
| 星座 | オリオン |
| 赤経 | 04時間49分50.41091秒[1] |
| 偏角 | +06° 57′ 40.5883″ [1] |
| 見かけの等級 （V） | 3.16 [2] |
| 特徴 | |
| スペクトル型 | F6V [2] |
| U−B色指数 | +0.00 [2] |
| B−V色指数 | +0.46 [2] |
| 変数型 | 疑わしい[3] |
| 天体測量 | |
| 視線速度(R v ) | 24.1 [4] km/s |
| 固有運動（μ） | RA: 464.06 [1] マス/年 12 月: 11.21 [1] マス/年 |
| 視差（π） | 123.94 ± 0.17 マス[1] |
| 距離 | 26.32 ± 0.04 光年 (8.07 ± 0.01 pc ) |
| 絶対等級 (M V ) | 3.65 [5] |
| 詳細[6] | |
| 質量 | 1.288 ± 0.019 メートル☉ |
| 半径 | 1.317 ± 0.004 r☉ |
| 明るさ | 2.816 ± 0.06 L ☉ |
| 表面重力（log g） | 4.31 ± 0.01 cgs |
| 温度 | 6,518 ± 35 キロ |
| 金属度[Fe/H] | 0.03 ± 0.03 デックス |
| 回転速度( v sin i ) | 17 [7] km/s |
| 年 | 1.04 [8] ジル |
| その他の指定 | |
| データベース参照 | |
| シンバド | データ |
オリオン座π3星（π3オリオン、略称はPi3Ori、π3Ori）は、タビト/ˈt eɪbɪt /とも呼ばれ、[ 10 ] [ 11 ]赤道上にあるオリオン座の星である。見かけの視等級は3.16 で、 [ 2 ]肉眼で容易に見ることができ、オリオンが持っているライオンの皮（または盾）の中で最も明るい星である。視差法で測定すると、太陽から26.32光年（8.07パーセク）離れている。[1]
命名法
π 3 Orionis (ラテン語化してPi 3 Orionis ) は、システムのバイエル表記です。
この星は伝統的に「タビト」という名前が付けられており、アラビア語のالثابت al-thābit「耐えるもの（不変のもの）」に由来している。[12] 2016年にIAUは星の名前に関するワーキンググループ（WGSN）[13]を組織し、星の固有名をカタログ化し標準化した。WGSNは2017年9月5日にこの星にタビトという名前を承認し、現在はIAU承認の星の名前のリストに含まれている。[11]
中国語では、「三星の旗」を意味する「參旗( Sān Qí )」は、 π 3オリオニス、ο 1オリオニス、ο 2オリオニス、6 オリオニス、π 1オリオニス、π 2オリオニス、π 4オリオニス、πで構成されるアステリズムを指します。 5オリオニスとπ 6オリオニス。[14]したがって、Pi 3 Orionis 自体の中国名は參旗六( Zhāng Qí Liù )、「三星の旗の 6 番目の星」です。[15]
リチャード・ヒンクリー・アレン著「星の名前 - その伝承と意味」によると、この星は、ο 1オリオン座、ο 2オリオン座、π 1オリオン座、 π 2オリオン座、π 4 オリオン座、π 5オリオン座、π 6オリオン座、および 6 オリオン座（すべて 4 等星から 5 等星で垂直に一直線）とともに、ライオンの皮を表していますが、アル・ティジニは、これらはペルシャ人のアル・タージ（王の「王冠」または「ティアラ」）であり、アラブ人のアル・クム（巨人に着せた衣服の「袖」で、皮は省略されている）であると述べました。ウルグ・ベクはこれらをアル・ダワイブ（垂れ下がったものすべて）と呼び、ボルグの地球儀にも同じものがあり、おそらくそれが由来です。アル・スーフィーの称号はマニカ（保護用のガントレットを意味するラテン語）でした。グロティウスはマンティルについて長々と論じたが、匿名の人物がマンティルを巨人の腕にかけた布として彼らに当てはめた。[16]
プロパティ
オリオン座π3星はおそらく単独の星であり、近くの恒星が光学的に伴星となっている可能性がある。[17]
これはスペクトル型F6 Vの主系列星である。1943年以来、この星のスペクトルは他の星を分類する際の安定した基準点の一つとなっている。 [18]太陽と比較すると、質量は約129% 、半径は132% 、光度はほぼ3倍である。このエネルギーは、有効温度が1000℃の星の外層大気から放射されている。6,518 K [6]であり、F型星の黄白色の輝きを放ちます。
この恒星の視線速度には73.26日の周期性が観測されているが、これは近い軌道を周回する惑星というよりも恒星の活動に関係している可能性が高い。タビットの周囲では今のところ恒星より小さい伴星は発見されておらず、マクドナルド天文台チームは質量が木星質量の0.84～46.7倍で平均距離が0.05～5.2天文単位の惑星が1つ以上存在するという制限を設けている[19] 。したがって、これまでのところ、重力を乱す天体による複雑な問題が発生することなく、惑星が居住可能領域内を容易に周回できるようである。
参照
参考文献
- ^ abcdef van Leeuwen, F. (2007年11月)、「新しいヒッパルコス減算の検証」、天文学と天体物理学、474 (2): 653–664、arXiv : 0708.1752、Bibcode :2007A&A...474..653V、doi :10.1051/0004-6361:20078357、S2CID 18759600。
- ^ abcde Johnson, HL; Morgan, WW (1953)、「Yerkes スペクトルアトラスの改訂システムに基づくスペクトルタイプの標準のための基本的な恒星測光法」、Astrophysical Journal、117 : 313–352、Bibcode :1953ApJ...117..313J、doi :10.1086/145697。
- ^ クカルキン、BV;他。 (1981)、「Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde eV (疑わしい変光星のカタログ)」、Nachrichtenblatt der Vereinigung der Sternfreunde、モスクワ: Academy of Sciences USSR Shternberg、Bibcode :1981NVS...C....0K。
- ^ Evans, DS (1966 年 6 月 20 日～24 日)、「視線速度の一般カタログの改訂」、Batten, Alan Henry、Heard, John Frederick (編)、『視線速度の測定とその応用』、IAU シンポジウム第 30 号議事録、第 30 巻、トロント大学:国際天文学連合、p. 57、Bibcode :1967IAUS...30...57E。
- ^ Holmberg, J.; Nordström, B.; Andersen, J. (2009年7月)、「太陽系近傍のジュネーブ-コペンハーゲン調査。III. 距離、年齢、運動学の改善」、天文学および天体物理学補足シリーズ、501 (3): 941–947、arXiv : 0811.3982、Bibcode :2009A&A...501..941H、doi :10.1051/0004-6361/200811191、S2CID 118577511。 注: VizieR カタログ V/130 を参照してください。
- ^ ab Soubiran、C.;クリービー、OL。ラガルド、N.ブルイエ、N.ジョフレ、P.カサミケラ、L.ハイター、U.アギレラ＝ゴメス、C.ヴィタリ、S.ウォーリー、C. de Brito Silva, D. (2024-02-01)、「Gaia FGK benchmark stars: Fundamental Teff and log g of the third version」、天文学と天体物理学、682 : A145、Bibcode :2024A&A...682A.145S、doi :10.1051/0004-6361/202347136、ISSN 0004-6361VizieRの Tabit のデータベースエントリ。
- ^ PL、ベルナッカ; Perinotto, M. (1970)、「星の回転速度のカタログ」、Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago、239 (1): 1、Bibcode :1970CoAsi.239....1B。
- ^ Luck, R. Earle (2018-03-01). 「局所領域における存在量。III. 南部のF、G、K矮星」。天文学ジャーナル。155 ( 3): 111。Bibcode : 2018AJ .... 155..111L。doi : 10.3847/1538-3881/aaa9b5。ISSN 0004-6256。VizieRの Tabit のデータベースエントリ。
- ^ “pi03 Ori”.シンバッド。ストラスブール天文学センター。2011 年 1 月 7 日に取得。
- ^ Rumrill, HB (1936年6月). 「星の名前の発音」.太平洋天文学会刊行物. 48 (283). カリフォルニア州サンフランシスコ: 139. Bibcode :1936PASP...48..139R. doi : 10.1086/124681 . S2CID 120743052.
- ^ ab 「Naming Stars」IAU.org . 2017年12月16日閲覧。
- ^ ムーア、パトリック; リース、ロビン (2011)、パトリック・ムーアの天文学データブック（第2版）、ケンブリッジ大学出版局、p. 460、ISBN 978-0521899352
- ^ 「IAU 星の名前に関するワーキンググループ (WGSN)」2016年5月22日閲覧。
- ^ (中国語) 中國星座神話、陳久金著。台灣書房出版有限公司発行、2005 年、ISBN 978-986-7332-25-7。
- ^ (中国語)香港太空館 - 研究資源 - 亮星中英對照表 2008 年 10 月 25 日に香港宇宙博物館のウェイバック マシンにアーカイブ。 2010 年 11 月 23 日にオンラインでアクセス。
- ^ アレン、RH (1963) [1899]、「オリオン」、星の名前：その伝承と意味（ドーバー編）、ニューヨーク、NY：ドーバー出版、p. 320、ISBN 0-486-21079-0、 2018年7月28日閲覧。
- ^ Eggleton, PP; Tokovinin, AA (2008年9月)、「明るい恒星系間の多重度カタログ」、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。
- ^ Garrison, RF (1993年12月)、「スペクトル分類のMKシステムのアンカーポイント」、米国天文学会紀要、25 :1319、Bibcode :1993AAS...183.1710G、2019年6月25日時点のオリジナルからアーカイブ、 2012年2月4日取得
- ^ Wittenmyer, Robert A.; et al. (2006年7月)、「マクドナルド天文台の惑星探索プログラムの検出限界」、The Astronomical Journal、132 (1): 177–188、arXiv : astro-ph/0604171、Bibcode :2006AJ....132..177W、doi :10.1086/504942、S2CID 16755455。
外部リンク
- 「Pi3 Orionis 2?」SolStation 。 2008 年 7 月 11 日閲覧。