04^ч 54^м 15.1^с_02° 26′ 26″

Пи 5 Ориона — звезда, входит в астеризм, состоящий из вертикальной дуги звёзд, название каждой из которых обозначается греческой буквой π и цифрой, которая была присвоена Байером, с севера на юг, от π¹ до π⁶. Сам астеризм обозначают и рисуют по-разному: Дубинка или Щит или Лук Ориона^[4].

π⁵ — необычная и плохо изученная бело-голубая звезда четвёртой звёздной величины (3,72^m) спектрального класса B, находящаяся на расстоянии 1 340 (с большой долей неопределенности) световых лет от Земли. Спектральные исследования показывают, что π⁵ — двойная система, которая состоит из гиганта спектрального класса B3, и горячего спутника — карлика спектрального класса B0. Его период обращения вокруг главной звезды — 3,7004 суток, и это показывает, что они весьма близки и отделены друг от друга расстоянием намного меньшим, чем астрономическая единица. В результате их близости и вращения, по крайней мере, 90 км/сек, каждая из звёзд имеет форму эллипсоида. Когда они вращаются вокруг друг друга по почти круговым орбитам, они поворачиваются к наблюдателю, то более широкой, то более узкой стороной, что приводит к колебанию яркости на величину около 0,07^m. Их наклон орбиты может достигать 70° и звёзды не могут полностью затмить друг друга. Вся система весьма похожа на Спику. Бинарная природа звезды впервые была обнаружена с помощью спектра в 1903 году, а первые параметры орбиты определены в 1913 году О. Дж. Ли (O. J. Lee). Переменность, а также её тип — эллипсоидальная переменная, были найдены Джоелом Стеббинсом (Joel Stebbins), в процессе наблюдений, которые он проводил в 1917 году с помощью 12-дюймового рефрактора^[5] в Университете штата Иллинойс^[4].

Стеббинс измерял вариаций затменно-двойной системы Лямбда Тельца и использовал π⁵ в качестве эталона, и нашел несоответствия, которые могут произойти только в случае если эталонная звезда сама окажется переменной. Отношение яркости двух звёзды неизвестно, так что это не позволяет оценить светимости и массы звёзд по отдельности. «Комбинированная» температура составляет около 20 800 K. Если весь свет (за вычетом 0,2^m звёздной величины, поглощённой межзвездной пылью) приходит с гиганта спектрального класса B3, светимость будет в 24 000 раза больше солнечной, и из этого можно оценить массу звезды в 12 солнечных. Если суммарная масса системы 12 солнечных, то это значит, расстояние между звёздами будет около одной десятой астрономической единицы. Спектральные данные и угол наклона заставляют предлагать, что это расстояние лишь несколько сотых а. е. Хотя наблюдения происходят более века, окончательные параметры π⁵ до сих пор не определены^[4].

Примечания