Это не официальный сайт wikipedia.org 01.01.2023

Каппа Пегаса — Википедия
Википедия

Каппа Пегаса

Каппа Пегаса (κ Пегаса, Kappa Pegasi, κ Pegasi, сокращ. Kap Peg, κ Peg) — тройная звезда в созвездии Пегаса. Каппа Пегаса имеет видимую звёздную величину +4.13m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооруженным глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Каппа Пегаса
Кратная звезда
Pegasus constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUL.svg
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Тройная звезда
Прямое восхождение 21ч 44м 38,73с[1]
Склонение +25° 38′ 42,13″[1]
Расстояние 112,9±0,7 св. года (34,6±0,2 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) +4.13[2]
Созвездие Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −0,8 ± 0,2[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +46,66[1] mas в год
 • склонение +13,47[1] mas в год
Параллакс (π) 28.90 ± 0.18[4] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +1,43[b]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F5V[3]
Показатель цвета
 • B−V +0.44[5]
 • U−B +0.03[5]
Физические характеристики
Радиус 3,59 R☉
Возраст 2,5 млрд.[6] лет
Температура 6636 К[9]
Светимость 21,78 L☉
Металличность −0,37[10]
Вращение 42,3 км/с[11]
Элементы орбиты
Период (P) 4227,05 ± 0,55 дн.[4] или 11,7 лет
Большая полуось (a) 8,139 ± 0,062 а.е. или 0,235[4]″
Эксцентриситет (e) 0,3180 ± 0,0015[4]
Наклонение (i) 107,872 ± 0,028[4]°v
Узел (Ω) 109,140 ± 0,057[4]°
Эпоха периастра (T) 2 452 398,0 ± 2,0[4]
Аргумент перицентра (ω) 304,14 ± 0,21[4]
Коды в каталогах

BU 989, STF2824
Ba Каппа Пегаса, κ Пегаса, Kappa Pegasi, κ Pegasi, Kap Peg, κ Peg
Fl 10 Пегаса, 10 Pegasi, 10 Peg
BD +24 4463, CCDM J21446+2539AB, HD 206901, HIC 107354, HIP 107354, HR 8315, PPM 113505, SAO 89949, 2MASS J21443871+2538422, GC 30450, GCRV 13667, IDS 21401+2511, N30 4792, PLX 5250, TD1 28418, TYC 2193-2017-1, UBV 18671, WDS J21446+2539AB[3]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 3 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [3]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 112,9 св. лет (34,6 пк) [4] от Земли. Звезда наблюдается севернее 65° ю. ш., то есть, видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — август[12].

Каппа Пегаса движется с несколько меньшей скоростью относительно Солнца, чем остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: −8 км/с[12], что на 20 % меньше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. Звезда движется по небосводу на северо-восток[13].

Имя звездыПравить

Каппа Пегаса (латинизированный вариант Kappa Pegasi) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[13]. Хотя звезда и имеет обозначение Каппа (10-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 12-я по яркости в созвездии. У звезды также есть обозначение, данное Флемстидом —10 Пегаса (лат. 10 Pegasi)[13].

Свойства тройной звездыПравить

Каппа Пегаса — это близкая тройная система, , которая может быть исследована спектрографами, как спектрально-двойная звезда и с помощью телескопов как обычная тройная звезда[6]. В первом приближении, телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +4.94m (B) и +5.04m[14] (A). Однако компонент B сам является, как это можно понять из спектрографических исследований, спектрально-двойной системой, распадаясь на компоненты Ba и Bb.

Оба компонента отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,235 ", что соответствует большой полуоси орбиты, по крайней мере, 8,139 а.е. и периоду обращения, по крайней мере, 11,7 лет[4] (для сравнения радиус орбиты Юпитера равен 5,2 а.е. и период обращения равен 11,86 лет). Эксцентриситет системы весьма велик и составляет 0,318[4]. Звёзды, то расходятся на расстояние 15,6 а.е., то сходятся на расстояние 8,1 а.е.. То есть если бы обе звезды находились бы в Солнечной системе, то они бы располагались между орбитами Юпитера (5,2 а.е.) и орбитами Урана (19,22 а.е.). Наклонение орбиты тоже очень большое и составляет 107,9 °[4], то есть система практически «лежит на боку» и к тому же вращается по ретроградной орбите, как это видится с Земли.

Обе звезда классифицируется в различных источниках по-разному: то как карлики спектрального класса F5V[3], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, то как субгиганты спектрального класса F5IV[4], то есть водород в ядре звезды закончился и началось «горение» водорода в оболочке ядра, то есть звезда но уже сошла со стадии главной последовательности. Звезды излучают энергию со своей внешней атмосферы при одинаковых эффективных температурах около 6579[7], что придаёт им характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса F. Однако, их эффективные температуры и спектральные классы отдельных звёзд всё-таки не совсем понятны: Каппа Пегаса B может быть такой же горячей, как и звезда спектрального класса F2, но температурные измерения предполагают, что звезда относится и спектральному классу F5[6].

Массы звёзд, рассчитанные из третьего закона Кеплера, составляют 1,549  M ⨀  [4] (компонент A), 1,662  M ⨀  [4] (компонент Ba) и 0,814  M ⨀  [4] (компонент Bb). В связи с небольшим расстоянием до звёзд их радиусы могут быть измерены непосредственно и первая такая попытка была сделана в 1922 году. Угловой размер звезды тогда был оценён в 1,4 mas, а это значит, что на таком расстоянии абсолютный радиус Каппа Пегаса был оценён в 2,2 радиуса Солнца[15]. При последующих измерениях угловой размер звезды тогда был оценён в 0,67 mas, а это значит, что на таком расстоянии абсолютный радиус Каппа Пегаса был оценён в 0,95 радиуса Солнца [16], что конечно очень мало для звезд субгиганта спектрального класса F или даже старого карлика. Однако, исходя из теории звёздной эволюции, радиусы звёзд можно оценить следующим образом: у субгиганта или старого карлика радиус обычно равен 2,4  R ⨀  [6]. Также обе звезды светят я яркостью в 1,5 раза ярче нашего Солнца: их светимость составляет 1,5-1,6  L ⨀   в зависимости от того, являются ли они настоящими субгигантами или старыми карликами[6]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, их надо было бы поместить на расстоянии 1,22 а. е. Причём с такого расстояния обе звезды системы Каппа Пегаса выглядели бы в 2 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,04°[c]. (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Физические свойства компонента BПравить

Поскольку все звёзды родились в одно и то же время в одном т том же месте, то у них будет одинаковый химический состав, т.е. металличность. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем и Каппа Пегаса B имеет значение металличности более чем в 2 раза меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 43%[7]. Звезда имеет поверхностную гравитацию 3,00 СГС[7] или 10 м/с2, то есть практически в 27 раз меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что по-видимому, может объясняться малой массой при большом диаметре звезды. Каппа Пегаса B вращается со скоростью 35 км/с[8], то есть в 17,5 раз быстрее солнечного вращения, что даёт период вращения звезды порядка 3,57дня.

Орбита компонентов Ba и BbПравить

Параметры орбиты Каппа Пегаса B [4]
Параметр Значение
Период P 5,9714971 ± 0,0000013 д.
Большая полуось a 0,08715 ± 0,00090 а.е.
Эксцентриситет e 0,0073 ± 0,0013
Наклонение i 124,9 ± 3,7 °
Узел Ω 359,1 ± 5,9 °
Эпоха периастра T 2 452 402,225 ± 0,097
Аргумент перицентра ω 359,1 ± 5,9

Применение законов Кеплера дает полную массу системе 4,025  M ⨀  . Каппа Пегаса B является двойной звездой, его компоненты находятся всего в нескольких тысячных секунды друг от друга. (В свое время Каппа Пегаса А также считали двойной звездой, но, это не подтвердилось)[6]. Меньший спутник (Каппа Пегаса Bb) вращается вокруг более яркой Каппа Пегаса Ба с удивительно коротким периодом, всего 5,97 дня[4], радиус орбиты очень маленький и составляет 0,087 а.е.[4], то есть звёзды разделяет расстояние равное четверти расстояния от Меркурия до Солнца. Вычитая массу Каппа Пегаса Ba из общего количества можно получить массу для спутника (Bb), которая будет равна 0,814  M ⨀  [4], которая характерна для оранжевого карлика спектрального класса K0 или G8[6].

Дальнейшая эволюция тройной звездыПравить

Поскольку Каппа Пегаса уже заканчивает свою жизнь на главной последовательности, то возраст системы довольно большой и составляет ~2,5 млрд.[6]. Каппа Пегаса В и А превратятся в гигантов с ядрами из гелия, а затем в красных гигантов с углеродными ядрами. Последствия для карлика, который вращается вокруг Каппа Пегаса Вa, будут серьезными, так как они, вероятно, просто сольются. Потеря массы в сочетании с действием двойной звезды может привести к образованию высокоструктурированной планетарной туманности, прежде чем один или оба компонента Каппы Пегаса превратятся в белых карликов[6].

История изучения кратности звездыПравить

В 1828 году В.Я. Струве открыл один из компонентов оптически двойной звезды Каппа Пегаса (AB-C) и звезда вошла в каталоги как STF 2824[d]. Истинную природу двойной звезды открыл в 1880 году Ш. У. Бёрнхем (компонент AB) и звезда вошла в научный оборот как BU 989[e]. До 1900 года Каппа Пегаса была «рекордсменом» как двойная звезда с самым коротким известным орбитальным периодом (11,6 года), пока её не заменила звезда Дельта Малого Коня[17] с орбитальным периодом (5,7 года). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[2][14]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1880 436 — — 4.94m 5.04m
AB-C 1828 91 307° 9.5″ 4.13m 10.80m
1831 308° 11″
1983 291° 14.2″
2004 288° 14.5″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Каппа Пегаса есть спутник пятой величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он сохраняет в течение последних почти 200 лет и он, несомненно, настоящий компаньон. Рядом находится компонент "C"[18] (компонент AB-C), звезда 11-й величины, которая просто лежит на линии прямой видимости на расстоянии, судя по параллаксу, 2093 св. лет. Сама звезда известна под именем PLX 5251[18].

ПримечанияПравить

КомментарииПравить

  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: M = m − 5 lg ⁡ d d 0  , где m   — видимая звёздная величина, d   — расстояние до объекта в пк, d 0 =  10 пк
  3. ↑ Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    δ = 2 arctan ⁡ ( D S d C Z )  , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды
  4. ↑ STF — ссылка на каталог В.Я. Струве, 2824 — номер записи в его каталоге
  5. ↑ BU — ссылка на каталог Ш. У. Бёрнхема, 989 — номер записи в его каталоге

ИсточникиПравить

  1. ↑ 1 2 3 4 Perryman, M. A. C. et al. The HIPPARCOS Catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1997. — April (vol. 323). — P. L49—L52. — Bibcode: 1997A&A...323L..49P.
  2. ↑ 1 2 3 4 k Pegasi (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 2 ноября 2019. Архивировано 8 апреля 2016 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) * kap Peg -- Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Peg>. Проверено 27 октября 2019.  Архивная копия от 3 октября 2020 на Wayback Machine
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 Muterspaugh, Matthew W. et al. PHASES Differential Astrometry and Iodine Cell Radial Velocities of the κ Pegasi Triple Star System (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — January (vol. 636, no. 2). — P. 1020—1032. — doi:10.1086/498209. — Bibcode: 2006ApJ...636.1020M. — arXiv:astro-ph/0509406.
  5. ↑ 1 2 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. UBVRIJKL photometry of the bright stars (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory  (англ.) (рус. : journal. — 1966. — Vol. 4, no. 99. — Bibcode: 1966CoLPL...4...99J.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jim Kaler. KAPPA PEG (Kappa Pegasi). (англ.). Stars. University of Illinois. Дата обращения: 2 ноября 2019. Архивировано из оригинала 4 ноября 2016 года.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Balachandran, Suchitra. Lithium depletion and rotation in main-sequence stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1990. — 1 May (vol. 354). — P. 310—332. — doi:10.1086/168691. — Bibcode: 1990ApJ...354..310B.
  8. ↑ 1 2 Bernacca, P. L.; Perinotto, M. A catalogue of stellar rotational velocities (англ.) // Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago : journal. — 1970. — Vol. 239, no. 1. — Bibcode: 1970CoAsi.239....1B.
  9. ↑ Casagrande L., Schönrich R., Asplund M., Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S., Feltzing S. New constraints on the chemical evolution of the solar neighbourhood and Galactic disc(s) (англ.) // Astron. Astrophys. / 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
  10. ↑ Balachandran S. Lithium depletion and rotation in main-sequence stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 1990. — Vol. 354. — P. 310–332. — ISSN 0004-637X; 1538-4357 — doi:10.1086/168691
  11. ↑ Schröder C., Reiners A., Schmitt J. H. M. M. Ca II HK emission in rapidly rotating stars (англ.) // Astron. Astrophys. / 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
  12. ↑ 1 2 HR 8315  (рус.). Каталог ярких звезд.
  13. ↑ 1 2 3 Jih (Kappa Pegasi, 10 Pegasi) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  14. ↑ 1 2 BU 989 aad STF2824: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 2 ноября 2019. Архивировано 1 сентября 2021 года.
  15. ↑ CADARS catalog entry: recno=10051 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  16. ↑ CADARS catalog entry: recno=10052 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  17. ↑ William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 12, Ausg. 76, 1900, S. 215–218. Bibcode: 1900PASP...12..215H, doi:10.1086/121393. Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; See, 1895–1896: 11,45 Jahre).
  18. ↑ 1 2  (англ.) PLX 5251 -- Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401498141&Name=PLX%205251&submit=submit>. Проверено 27 октября 2019. 

СсылкиПравить


Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Каппа_Пегаса&oldid=123742748