Pi Herculis
| π Her | |||||||||||||||||||
 Położenie w gwiazdozbiorze | |||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
17h 15m 02,834s | ||||||||||||||||||
| Deklinacja |
+36° 48′ 32,98″ | ||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||
| Rozmiar kątowy |
0,055–0,061″[2] | ||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) |
2,82 ± 0,13 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||
| Prędkość radialna |
−25,57 ± 0,20 km/s[1] | ||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||||
| Typ widmowy |
K3 II[1] | ||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||
| Wiek |
140 mln lat[2] | ||||||||||||||||||
| Temperatura |
4110 K[2] | ||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||
Pi Herculis (π Her) – gwiazda w gwiazdozbiorze Herkulesa (wielkość gwiazdowa 3,18m), odległa o 377 lat świetlnych od Słońca.
Charakterystyka
Pi Herculis to jasny olbrzym należący do typu widmowego K3. Obliczony na podstawie wielkości obserwowanej i odległości promień tej gwiazdy to 72 promienie Słońca, ale bezpośredni pomiar rozmiaru kątowego daje wynik 55 (w świetle widzialnym) do 66 promieni Słońca (w podczerwieni). Przyczyna tej rozbieżności nie jest znana, przypuszczalnie wiąże się z błędami w uwzględnieniu emisji w podczerwieni. Masa gwiazdy jest 4,5 raza większa niż masa Słońca. Gwiazda rozpoczęła życie na ciągu głównym około 140 milionów lat temu, jako błękitna przedstawicielka typu widmowego B5. Wykazuje pewną zmienność prędkości radialnej o okresie 613 dni, która może wiązać się z obecnością niewidocznego towarzysza, brązowego karła o masie co najmniej 27 MJ odległego o 3 au, powolnym obrotem ukazującym plamy, bądź nieradialnymi pulsacjami gwiazdy. Z tych trzech możliwości pulsacje są uznawane za najbardziej prawdopodobną przyczynę zmienności[2].
Zobacz też
Przypisy
Content Disclaimer
Informasi ini disarikan dari Wikipedia dan disajikan kembali untuk tujuan edukasi. Konten tersedia di bawah lisensi CC BY-SA 3.0. Kami tidak bertanggung jawab atas ketidakakuratan data yang bersumber dari kontribusi publik tersebut.
- The information displayed on this website is sourced in part or in whole from Wikipedia and has been adapted for the purpose of restating it. We strive to provide accurate and relevant information, however:
- There is no guarantee of absolute accuracy. Wikipedia is an open, collaborative project that can be edited by anyone, so information is subject to change.
- It is not intended to constitute professional advice. The content displayed is for informational and educational purposes only. For important decisions (e.g., medical, legal, or financial), please consult a professional.
- Content copyright. Wikipedia is licensed under the Creative Commons Attribution-ShareAlike License (CC BY-SA). This means that content may be reused with appropriate attribution and shared under a similar license.
- Responsible use. Any risk arising from the use of information from this website is entirely the responsibility of the user.