Psi sejl

Komponent A
Psi Sails A
Type	gul-hvid subgigant
Tilsyneladende størrelse	3,91 [9]
Korrekt bevægelse
• højre opstigning	−178,488 ± 0,662 [10] mas om året
• deklination	93.500 ± 0.807 [10] mas om året
parallakse (π)	54,6059±0,4483 [10] mas
Spektral klasse	F0IV [11]
Farveindeks
• B−V	+0,34 [12]
Vægt	1,44 [7 ] M⊙
Temperatur	7122 ± 242 [7] K
metallicitet	0,0 ± 0,2 [11]
Rotation	156,0 km/s [13]
Koder i kataloger Ba Psi Sails A, ψ Sails A, Psi Velorum A, ψ Velorum A , Psi Vel A , ψ Vel A J09307-4028A
SIMBAD	data

Komponent B
Psi Sails B
Type	gul-hvid subgigant
Tilsyneladende størrelse	+5,12 [9]
Korrekt bevægelse
• højre opstigning	−203,949 ± 0,572 [14] mas om året
• deklination	44,266 ± 0,596 [14] mas om året
parallakse (π)	54,3053±0,3292 [14] mas
Spektral klasse	F3IV [11]
Farveindeks
• B−V	+0,53 [12]
Temperatur	6812+1628 -760,5[14] K
Koder i kataloger Ba Psi Sails B, ψ Sails B, Psi Velorum B, ψ Velorum B , Psi Vel B , ψ Vel B J09307-4028B
SIMBAD	data

Kilder: [15] [16] [17]

Oplysninger i Wikidata ?

Psi Sails (ψ Sails, Psi Velorum, ψ Velorum , forkortet Psi Vel, ψ Vel ) er en dobbeltstjerne i det sydlige stjernebillede Sejl . Psi Parusov har en tilsyneladende størrelse på +3,58 m [2] og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje på den indre byhimlen .

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 61,4 meter væk . år ( 18,8 pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres syd for 50°N. , det vil sige, synlig syd for Den Engelske Kanal , syd for Luxembourg , Belgorod-regionen , Altai , Sakhalin og Prov. Newfoundland og Labrador . Det bedste tidspunkt for observation er februar [21] .

Den gennemsnitlige rumlige hastighed af Psi Sails har komponenter (U, V, W)=(-17,4, -8,7, -5,8) [22] , hvilket betyder U= −17,4 km/s (bevæger sig i retningen fra det galaktiske centrum ), V = −8,7 km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotationsretning) og W= −5,8 km/s (bevæger sig mod den galaktiske sydpol ).

Psi Parusov bevæger sig ret langsomt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er 9 km/s [21] , hvilket er næsten lig med hastigheden af de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også, at stjernen bevæger sig væk fra solen . Stjernen nærmede sig Solen i en afstand af 55,26 sv. For 393.000 år siden [22] da den øgede sin lysstyrke med 0,22 m til 3,36 m (det vil sige, den skinnede næsten som Xi Gemini eller som Omicron Ursa Major A skinner nu). På himlen bevæger stjernen sig mod nordvest og passerer gennem himmelsfæren 0,160 buesekunder om året [23] . Bevægelsen af dette system i rummet gør det til et kandidatmedlem af Castor -bevægelsen af stjerner [24] .

Stjernenavn

Psi Sails ( latiniseret Psi Velorum ) er en Bayer-betegnelse givet til stjernerne i 1603 [ 23] . Selvom stjernerne har betegnelsen ψ ( Psi er det 23. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 9. lyseste i stjernebilledet .

Komponentbetegnelserne som Psi Sails AB følger af konventionen brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af International Astronomical Union (IAU) [25] .

Egenskaber for et multisystem

Psi Parusov A og Psi Parusov B er et bredt par af dobbeltstjerner med en rotationsperiode omkring et fælles barycenter på 33,95 år [ 8] . Ifølge Keplers love kan det beregnes, at kredsløbets semi-hovedakse er 11,84 AU. Systemet har en ret stor excentricitet , som er lig med 0,433 [8] . I processen med at rotere rundt om hinanden nærmer stjernerne sig således hinanden i en afstand af 6,71 AU. (radien af Jupiters kredsløb er 5,20 AU ), så fjernes de til en afstand på 16,97 AU. (radius af Uranus kredsløb er 19,23 AU ). Hældningen i systemet er ikke særlig høj og udgør 58,0° [8] set fra Jorden .

Hvis vi ser fra Psi Sails A til Psi Sails B, vil vi se en gul-hvid stjerne, der skinner med en lysstyrke på -22,46 m , det vil sige med en lysstyrke på 2% af Solens lysstyrke (i gennemsnit, afhængigt af om stjernens position i kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 0,05 ° [b] , hvilket er 11 % af vores sols vinkelstørrelse . Hvis vi ser fra siden af Psi Sails B til Psi Sails A, så vil vi se en gul-hvid stjerne, der skinner med en lysstyrke på -23,59 m , det vil sige med en lysstyrke på 6% af Solens lysstyrke ( i gennemsnit, afhængigt af placeringen af stjerner i kredsløb). Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 0,06 ° [b] , hvilket vil være 13 % af Solens størrelse . Mere nøjagtige parametre for stjernerne er angivet i tabellen:

	Ved periastron ( 6,71 AU )				Ved apoaster ( 16,97 AU )
	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %	m	$L_{\bigodot }$	D° [b]	${\displaystyle D_{\bigodot ))$ %
A→B	-23.69	0,06 %	~0,09°	~19 %	-21.67	0,01 %	~0,04°	7,5 %
B→A	-24.82	0,18 %	~0,11°	~23 %	-22.81	0,03 %	~0,05°	~10 %
m er den tilsyneladende stjernestørrelse ; $L_{\bigodot }$ - lysstyrke, udtrykt i solens lysstyrker ; D° er stjernens vinkeldiameter udtrykt i grader ( Solens vinkeldiameter er 0,5°); ${\displaystyle D_{\bigodot ))$ % er stjernens diameter udtrykt som en procentdel af Solens diameter ;

Psi Sails alder er 889 millioner år [7] . Denne alder er dog undervurderet, fordi stjernen allerede er i overgangen til subgiant -stadiet . Det er også kendt, at stjerner med en masse på 1,44 $M_{\bigodot }$ [7] lever på hovedsekvensen i omkring 3,6 milliarder år . Derefter vil stjernen bevæge sig til det røde kæmpestadium , hvor den vil blive hængende i ikke mere end et par hundrede tusinde år, kaste de ydre skaller af sig, som vil blive observeret i omkring 10.000 år i form af en planetarisk tåge , og derefter blive en hvid dværg med gennemsnitlig masse .

Egenskaber for Psi Sails A

Psi Parusov A er en subgigant , spektralklasse F0IV [11] indikerer også, at brinten i stjernens kerne er ved at løbe tør og ikke længere tjener som kerne "brændstof", og stjernen har allerede forladt hovedsekvensen .

Stjernens masse er 1,44 $M_{\bigodot }$ [7] . Baseret på dens masse blev stjernen født som en hovedsekvensdværg af spektraltype F0 . Ved fødslen, da stjernen kom ind i hovedsekvensen, var dens radius 1,40 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ , dens effektive temperatur var 7610 K [26] i tabel VII og VIII , og lysstyrken , beregnet ud fra Stefan-Boltzmann-loven , var 5,9 $L_{\bigodot }$ . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal den placeres i en afstand på 2,43 AU . dvs. ind i den indre del af hovedasteroidebæltet, og mere specifikt ind i kredsløbet om asteroiden Beatrice . Fra en sådan afstand ville Psi Sails A desuden se 39% mindre ud end vores sol , som vi ser det fra Jorden - 0,301 ° [b] ( den vinkeldiameter på vores sol er 0,5 °). Men i evolutionsprocessen stiger dens radius, og temperaturen falder. I øjeblikket udstråler stjernen energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 7122 K [7] , hvilket giver den dens karakteristiske gul-hvide farve.

På grund af en stjernes høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1973 . Da stjernen er binær, blev radius af den lyseste komponent målt i 1983 . Data om disse målinger er angivet i tabellen:

Radius af stjernen Psi Parusov, målt direkte

Stjernenavn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
Psi Sails G	1973	4.00	F2IV	—	1,60	[27]
Psi sejl	1982	3,60	F2IV	1.1	—	[28]
Gliese 351A	1983	3,60	F2IV	—	1.2	[29]

Stjernen har en overfladetyngdekraft, der er karakteristisk for en dværg , der passerer ind i subgigantstadiet på 4,27 CGS [7] eller 186 m/s 2 , det vil sige, at den er 68 % af solværdien ( 274,0 m/s 2 ). derfra, ved at kende overfladetyngdekraften og stjernens masse, kan du beregne radius, som vil være lig med 1,443 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ . Således var både 1973- og 1983- målingerne tilstrækkelige, men unøjagtige. Dens lysstyrke , beregnet ud fra Stefan-Boltzmann-loven, er 4,8 $L_{\bigodot }$ .

Planetbærende stjerner har en tendens til at have mere metallicitet end Solen, og Psi Parus A har en solmetallicitetsværdi på +0,0 [11] , hvilket tyder på, at stjernen "kom" fra andre områder af galaksen , der havde samme mængde metaller, og blev født i en molekylær sky på grund af den samme tætte stjernepopulation og det samme antal supernovaer .

Psi Sails A roterer med en hastighed på mindst 78 gange solens og er lig med 156,0 km/s [13] , hvilket giver stjernen en rotationsperiode på mindst 0,48 dage . Psi Sails A er i eksistenszonen for "separationshastigheden", som falder på F5-spektralklassen . Over den roterer varmere stjerner meget hurtigere som følge af faldet af deres ydre konvektive lag . Sandt nok, som et resultat af genereringen af magnetiske felter i kombination med stjernevinde sænkes deres rotation med tiden.

Egenskaber for Psi Sails B

Psi Parusov B er en subgigant , spektralklasse F3IV [11] indikerer også, at brinten i stjernens kerne er ved at løbe tør og ikke længere tjener som kerne "brændstof", og stjernen har allerede forladt hovedsekvensen . I øjeblikket udstråler stjernen energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6812 K [14] , hvilket giver den dens karakteristiske gul-hvide farve.

På grund af en stjernes høje lysstyrke kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1973 . Data om disse målinger er angivet i tabellen:

Radius af stjernen Psi Parus B, målt direkte

Stjernenavn	År	m	Spektrum	D ( mas )	R abs ( ) ${\displaystyle R_{\bigodot ))$	Comm.
Psi Sails S	1973	5.10	F8V	—	1,20	[tredive]

Men nu ved vi, at stjernens radius er 2,07 ± 0,71 ${\displaystyle R_{\bigodot ))$ [14] , og en lignende radius er typisk for en subgigant , men den blev målt med en meget stor fejl, og ud fra dette kan vi konkludere, at målingen fra 1973 var korrekt. Dens lysstyrke er også karakteristisk for en ekspanderende subgigant . Det blev beregnet ud fra Stefan-Boltzmann-loven og er lig med 8,296 $L_{\bigodot }$ [14] , men det er usandsynligt, at det er korrekt og højst sandsynligt er det mindre end 3,0 $L_{\bigodot }$ .

Psi Parusov demonstrerer en lille variabilitet [31] [32] : under observationer svinger stjernens lysstyrke med 0,6 m , skiftende fra 4,5 m til 5,1 m , uden nogen periodicitet (sandsynligvis har stjernen flere perioder), typen af variabel er ikke defineret.

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1883 opdagede den britiske astronom R. Copeland dualiteten af stjernen Psi Sails, det vil sige, han opdagede B-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som COP 1 [c] .

Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [33] [34] :

Komponent	År	Antal målinger	Positionsvinkel	Vinkelafstand	Tilsyneladende størrelse af komponent I	Tilsyneladende størrelse af komponent II
AB	1883	160	45°	0,8°	3,91 m _	5,12 m _
AB	2018	160	128°	1,0°	3,91 m _	5,12 m _

Stjernen Psi Sails A har en satellit, der bevæger sig i en elliptisk bane. Det er en stjerne af 5. størrelsesorden beliggende i en vinkelafstand på 1,0 buesekunder . Opstrømsknudeidentifikation er ikke veldefineret. Malkov et al. ( 2012 ) opnåede de dynamiske, fotometriske og spektroskopiske masser af begge stjerner som henholdsvis 3,70 ± 0,50 $M_{\bigodot }$ , 2,42 $M_{\bigodot }$ og 3,00 $M_{\bigodot }$ [9] .

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [35] fra stjernen Psi Parus (kun den nærmeste stjerne, den klareste (<6,5 m ) og bemærkelsesværdige stjerner er inkluderet). Deres spektraltyper er vist på baggrund af farverne i disse klasser (disse farver er taget fra navnene på spektraltyperne og svarer ikke til stjernernes observerede farver):

Stjerne	Spektral klasse	Afstand, St. flere år
Gliese 1126	K3 V	9,36

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 10 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, som ikke var med på listen.

Noter

Kommentarer

↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
↑ 1 2 3 4 5 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i AU.
↑ COP-link til R. Copelands katalog , 1-indgang nummer i hans katalog

Kilder

↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( november 2007 ), Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0003:7078:7078
↑ 1 2 3 4 Mermilliod, J.-C. ( 1986 ), Kompilering af Eggens UBV-data, transformeret til UBV (upubliceret), Katalog over Eggens UBV-data (engelsk) ( SIMBAD )
↑ de Bruijne, JHJ & Eilers, A.-C. ( Oktober 2012 ), Radiale hastigheder for HIPPARCOS-Gaia Hundred-Thousand-Proper-Motion-projektet , Astronomy & Astrophysics (Eng.) V. 546: 14, A61 , DOI 10.1051/0004-63161/2192
↑ Psi Velorum . Internet Stellar Database .
↑ Just, A. & Jahrei, H. ( oktober 2008 ), Hovedsekvensen fra F til K-stjerner i solkvarteret i SDSS-farver , Astronomische Nachrichten (Eng.) Vol . 329 (8): 790 , DOI 10.1002/asna .200811030
↑ Gray, R.O.; Corbally, CJ; Garrison, RF & McFadden, MT ( juli 2006 ), Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: spektroskopi af stjerner tidligere end M0 inden for 40 pct.-The Southern Sample , The Astronomical Journal (engelsk) v. 132 (1): 161 –170 , DOI 10.1086/504637
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 David, Trevor J. & Hillenbrand, Lynne A. ( 2015 ), The Ages of Early-Type Stars: Strömgren Photometric Methods Calibrated, Validated, Tested and Applied to Hosts and Prospective Hosts of Directly Imaged Exoplanets , The Astrophysical Journal bind 804 (2): 146 , DOI 10.1088/0004-637X/804/2/146
↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Hartkopf, WI; Mason, BD & Worley, C.E. ( 2006 ), Sixth Catalogue of Orbits of Visual Binary Stars (engelsk) , < http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6/orb6orbits.html#09307-4028 > . Hentet 3. april 2017. Arkiveret 20. oktober 2016 på Wayback Machine
↑ 1 2 3 Malkov, O. Yu.; Tamazian, V.S.; Docobo, JA & Chulkov, D.A. ( 2012 ), Dynamical Masses of a Selected Sample of Orbital Binaries , Astronomy & Astrophysics (Eng.) v. 546: 5, A69 , DOI 10.1051/0004-63191/7742
↑ 1 2 3 Gaia DR2 5426587107145955712 . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) . Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ 1 2 3 4 5 6 Heiter, U.; Jofré, P.; Gustafsson, B. & Korn, AJ ( 2015 ), Gaia FGK benchmarkstjerner: Effektive temperaturer og overfladetyngdekraft , Astronomy & Astrophysics (Eng.) V. 582: A49 , DOI 10.1051/0004-6361/201526319
↑ 1 2 Fabricius, C.; Høg, E.; Makarov, VV & Mason, BD ( marts 2002 ), Tycho-dobbeltstjernekataloget , Astronomy and Astrophysics (Eng.) bind 384: 180–189 , DOI 10.1051/0004-6361:20011822
↑ 1 2 Schröder, C.; Reiners, A. & Schmitt, JHMM ( januar 2009 ), Ca II HK emission i hurtigt roterende stjerner. Evidens for en begyndelse af solar-type dynamo , Astronomy and Astrophysics (Eng.) vol. 493 (3): 1099–1107, doi : 10.1051/0004-6361:200810377 , < http://goedoc.uni-goettingen de/goescholar/bitstream/handle/1/9690/aa10377-08.pdf?sequence=2 > (downlink)
↑ 1 2 3 4 5 6 7 Gaia DR2 5426587107149861120 . Gaia DR2 (Gaia Collaboration, 2018) . Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ *psi Vel – Dobbelt eller multipel stjerne . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 22. juni 2020.
↑ *psi Vel A – Stjerne med høj egenbevægelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 22. juni 2020.
↑ *psi Vel B – Stjerne med høj egenbevægelse . Centre de Données astronomiques de Strasbourg SIMBAD Astronomical Object Database. Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 16. juni 2020.
↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. Nye begrænsninger for den kemiske udvikling af solområdet og galaktiske skiver .) // Astron. Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 530.-P. A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK-emission i hurtigt roterende stjerner // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Vol. 493, Iss. 3. - P. 1099-1107. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361:200810377
↑ SIMBAD Astronomisk Database
↑ 12 H.R. 3786 . Katalog over Bright Stars . Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020. (Russisk)
↑ 1 2 Anderson, E. & Francis, Ch. ( 2012 ), XHIP: An extended hipparcos compilation , Astronomy Letters (engelsk) vol. 38 (5): 331 , DOI 10.1134/S1063773712050015 XHIP recno =46505 Arkiveret 20. juni, 20. juni
↑ 1 2 Psi Velorum . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 22. august 2018.
↑ Nakajima, Tadashi; Morino, Jun-Ichi & Fukagawa, Misato ( september 2010 ), potentielle medlemmer af stjernekinematiske grupper inden for 20 pct. af solen , The Astronomical Journal bind 140(3): 713–722 , DOI 10.1088/0004- 60256/ 3/713
↑ Hessman , FV; Dhillon, V.S.; Winget, D.E.; Schreiber, M.R.; Horne, K.; Marsh, TR; Guenther, E.; Schwope, A.; et al. ( 2010 ), Om navnekonventionen brugt til flere stjernesystemer og ekstrasolare planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].
↑ Habets, GMHJ; Heintze, JRW Empiriske bolometriske korrektioner for hovedsekvensen // Astronomy and Astrophysics : journal . - 1981. - November ( bind 46 ). - S. 193-237 . - .
↑ CADARS katalogindgang: recno= 4603 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) . Hentet 15. april 2022. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ CADARS katalogindgang: recno= 4600 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) . Hentet 15. april 2022. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ CADARS katalogindgang: recno= 4601 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) . Hentet 15. april 2022. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ CADARS katalogindgang: recno= 4602 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) . Hentet 15. april 2022. Arkiveret fra originalen 15. juni 2020.
↑ Samus, NN & Durlevich, OV ( 2009 ), VizieR Online Data Catalogue: General Catalog of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (Eng.) , VizieR Online Data Catalog: B/gcvs Vol . 1
↑ NSV 4513 . GAISH . Arkiveret fra originalen den 15. juni 2020.
↑ COP 1: Katalogindgang i Washington Double Star . Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 25. marts 2016.
↑ y Velorum . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 15. juni 2020. Arkiveret fra originalen 22. januar 2013.
↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Psi Velorum: (engelsk) . Internet Stellar Database .

Links

Billede af Psi Sails

Stjernerne i stjernebilledet Sejl
Bayer	γ δ κd:Q14259 λ μd:Q66477104 ο φ ψ ENd:Q1647935 Bd:Q1647944 Cd:Q1648168 Dd:Q3781690 Ed:Q6725681 Fd:Q3781650 Hd:Q3781716 jegd: Q3781790 Jd:Q66477126 Kd:Q384280 Ld:Q3781803 Md:Q3781805 Nd:Q2606736 Od:Q3781818 Qd:Q1648163 -end:Q1648154 bd:Q1747502 cd:Q2396065 dd:Q3781691 ed:Q3781674 fd:Q3781701 gd:Q1051077 hd:Q3781698 jegd:Q3781971 k¹d:Q3781756 k²d:Q3781752 ld:Q3781755 md:Q3781826 nd:Q1648178 sd:Q1052081 qd:Q1647695 rd:Q3781888 sd:Q75730274 td:Q3781910 ud:Q3781823 wd:Q3781720 xd:Q3781921 yd:Q601735 zd:Q3781751
Variabler	Rd:Q3928450 Sd:Q6116382 Td:Q56304769 Ud:Q56192491 Vd:Q6158545 Wd:Q4017601 xd:Q4021693 Yd:Q4022337 Zd:Q56163567 Nd:Q2606736 AHd:Q3600959 AId:Q5653651 AOd:Q12069966 CVd:Q5737708 FZd:Q7212645 GKd:Q3781786 GP GXd:Q3781740 GYd:Q3781876 GZd:Q3781881 HU HVd:Q6725681 HWd:Q3781679 HXd:Q3781687 HYd:Q3781688 HZd:Q3781699 IOd:Q12070502 IPd:Q3781816 ERd:Q3781583 IUd:Q3781721 IVd:Q3781835 IWd:Q3781962 IYd:Q3781712 IZd:Q3781723 KNd:Q12070557 KQd:Q2917645 KRd:Q16688125 KTd:Q6725516 KWd:Q12069942 KXd:Q3781701 KYd:Q12068595 LNd:Q3781686 LRd:Q3781769 LWd:Q3781864 MOd:Q12070202 MVd:Q66477126 INGENd:Q3781602 New Yorkd:Q3781678 NZd:Q3781680 OOd:Q12070150 OPd:Q3781693 OQd:Q12070193 OYd:Q7267231 PQd:Q12070308 PTd:Q6055540 PXd:Q12070386 QSd:Q16688165 QVd:Q12070492 QZd:Q3781830 V335d:Q526084 V338d:Q12070671 V340d:Q12070701 V349d:Q12070753 V350d:Q12070755 V360d:Q12070909 V361d:Q3781975 V382d:Q777239 V391d:Q93302318 V469d:Q12070185
planetsystemer _	HD 73526d:Q282389 HD 75289 HD 83443d:Q260362 HD 85390 HD 93385 HD 95338d:Q88187994 HD 297549d:Q89434227 HD 300730d:Q94449439 TOI-1231d:Q81376505 WASP-19 Gliese 367d:Q90956012 Gliese 370 Gliese 1132
Andet	HIP 43148 Luman 16
Liste over stjerner i stjernebilledet Sejl