Pi Aquarii
π Aqr | |||||||||||||||||||||
Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||
Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektascensja | 22h 25m 16,623s[1] | ||||||||||||||||||||
Deklinacja | +01° 22′ 38,63″[1] | ||||||||||||||||||||
Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||
Odległość | 782 ± 56 ly | ||||||||||||||||||||
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 | błękitny olbrzym lub podolbrzym | ||||||||||||||||||||
Typ widmowy | B1 III-IVe | ||||||||||||||||||||
Masa | 12–13 M☉[2] | ||||||||||||||||||||
Promień | ~6 R☉[2] | ||||||||||||||||||||
Jasność | 15 000 – 17 500 L☉[2] | ||||||||||||||||||||
Okres obrotu | ~1 d[2] | ||||||||||||||||||||
Prędkość obrotu | 270 km/s[2] | ||||||||||||||||||||
Wiek | 6–7 mln lat[2] | ||||||||||||||||||||
Temperatura | 26 500 K[2] | ||||||||||||||||||||
Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||
|
Pi Aquarii (π Aqr) – gwiazda w gwiazdozbiorze Wodnika, znajdująca się w odległości około 782 lata świetlne od Słońca.
Nazwa
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
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].