Pi Aquarii
Pi Aquarii (π Aqr) – gwiazda w gwiazdozbiorze Wodnika, znajdująca się w odległości około 782 lata świetlne od Słońca.
| π Aqr | |||||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
22h 25m 16,623s[1] | ||||||||||||||||||||
| Deklinacja |
+01° 22′ 38,63″[1] | ||||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||
| Rozmiar kątowy |
0,0089[2] | ||||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) |
2,41 ± 0,20 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||||
| Prędkość radialna |
−4,90 ± 0,10 km/s[1] | ||||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||||||
| Typ widmowy |
B1 III-IVe | ||||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||||
| Promień | |||||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||||
| Okres obrotu | |||||||||||||||||||||
| Prędkość obrotu |
270 km/s[2] | ||||||||||||||||||||
| Wiek |
6–7 mln lat[2] | ||||||||||||||||||||
| Temperatura |
26 500 K[2] | ||||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||||
Nazwa edytuj
Seat jest jedną z dwóch gwiazd wyobrażonego dzbana Wodnika, która ma nazwę własną, obok Gamma Aquarii (Sadachbia). Nazwa Seat została jej nadana w XVII wieku i pochodzi od nazwy Sadachbia, która wywodzi się od arabskiego wyrażenia oznaczającego „szczęśliwą gwiazdę ukrytych rzeczy” lub „schronień” (namiotów) i nie ma nic wspólnego z Wodnikiem[2][3].
Charakterystyka edytuj
Jest to błękitny olbrzym należący do typu widmowego B1. Ma ona masę 12–13 razy większą niż Słońce, sześciokrotnie większy promień. Jest obecnie w połowie okresu syntezy wodoru w hel, trwającego 12–14 milionów lat dla gwiazd o tak dużej masie. Jest to bardzo gorąca gwiazda, ma temperaturę 26 500 K i otacza ją dysk materii nachylony pod kątem 60° do kierunku obserwacji, którego pochodzenie wiąże się z bardzo szybkim obrotem wokół osi. Ze względu na potężny wiatr gwiazdowy traci ona masę w tempie ponad 2 miliardowych masy Słońca na rok, 100 tysięcy razy więcej niż Słońce. Wypływ masy i niestabilny dysk wokół gwiazdy powodują zmiany jasności – jest to gwiazda zmienna typu Gamma Cassiopeiae, której obserwowana wielkość gwiazdowa zmienia się od 4,5 do 4,8m w ciągu kilku dziesięcioleci[2].