EQ Пегаса

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
EQ Пегаса
Двойная звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Кратная звезда
Прямое восхождение 23ч 31м 52,18с[1]
Склонение +19° 56′ 14,15″[1]
Расстояние 20,16±0,20 св. года (6,18±0,06 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 10.165[2]
Созвездие Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) 1,50 ± 0,4[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение 554,64[1] mas в год
 • склонение −60,43[1] mas в год
Параллакс (π) 161.76 ± 1.66[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +11,18[b]
Спектральные характеристики
Спектральный класс M4+M5[15]
Показатель цвета
 • B−V +1.58[2]
 • U−B -0.99[2]
Физические характеристики
Возраст 950 млн.[4] лет
Температура 3630 К[16][17]
Металличность 0,1[16][17]
Элементы орбиты
Период (P) 359[5] лет
Большая полуось (a) 6,87[5]″
Эксцентриситет (e) 0,20[5]
Наклонение (i) 123,5[5]°v
Узел (Ω) 82,1[6]°
Эпоха периастра (T) 2008,000[6]
Аргумент перицентра (ω) 354,0[6]
Коды в каталогах
BD +19 5116, HIC 116132, HIP 116132, IRAS 23293+1939, GCRV 14752, GJ 896, LTT 1799, PLX 5694, WDS J23317+1956AB
Информация в базах данных
SIMBAD данные
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Источники: [12][13][14]
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?
Логотип Викисклада Медиафайлы на Викискладе

EQ Пегаса (EQ Pegasi, сокращ. EQ Peg) — кратная звезда северного полушария в созвездии Пегас. Звезда имеет видимую звёздную величину +10,165m[2], звезда не видна невооружённым глазом.

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1] известно, что звёзды удалены примерно на 20,16 св. лет (6,18 пк) от Солнца. Звезды наблюдается южнее 78° ю. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — сентябрь.

Звезда EQ Пегаса движется довольно быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 14,8 км/с, что на 48 % больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда EQ Пегаса приближалась к Солнцу на расстояние 20,0 св. лет 35 000 лет назад, когда EQ Пегаса увеличивала свою яркость на 0,015m до величины 10,15m[18]. По небосводу звезда движется на юго-восток[19], проходя по небесной сфере 0.58 угловых секунд в год.

Средняя пространственные скорости EQ Пегаса имеет следующие компоненты (U, V, W) =(-13.5, −5.6, −6.7)[18], что означает U=−13,5 км/с (движется от галактического центра), V=−5,6 км/с (движется против направления галактического вращения) и W=−6,7 км/с (движется в направлении южного галактического полюса).

Имя звезды[править | править код]

EQ Пегаса (латинизированный вариант лат. EQ Pegasi) является обозначением характерным для переменных звёзд.

Обозначения компонентов как EQ Пегаса AB, AC и AD вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[20].

Свойства кратной системы EQ Пегаса[править | править код]

EQ Пегаса AB — это широкая пара двойных звёзд, в которой компоненты отдалены друг от друга на расстояние в 35,9 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 359 лет[5]. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,2[5], и как результат звезды то сближаются на расстояние 28,7 а.е., то есть на расстоянии, чуть меньшем на котором в Солнечной системе находится Нептун, чья большая полуось равна 30,1 а.е., то удаляются на расстояние 42,7 а.е., то есть на расстоянии, чуть большем на котором в Солнечной системе находится Плутон, чья большая полуось равна 39,5 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 123,5 °[5], то есть EQ Пегаса B вращается по ретроградной орбите, как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звёзды сближались на минимальное расстояние — 2008 год[6].

Если мы будем смотреть со стороны EQ Пегаса A на EQ Пегаса B, то мы увидим красную звездочку, которая светит с яркостью −10.15m, то есть с яркостью 0,09 лун в полнолуние (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,004°[c], что составляет 0,8 % углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны EQ Пегаса B на EQ Пегаса A, то мы увидим красную звезду, которая светит с яркостью −12.36m, то есть с яркостью 0,71 лун в полнолуние (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,005°[c], что составляет 1,0 % углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

В периастре (30,1 а.е.) В апоастре (42,7 а.е.)
m L☾ D°[c] % m L☾ D°[c] %
B→A -12,74 1,0 ~0,006° 1.27 % -11,98 0,5 ~0,004° 0.90 %
A→B -10,54 0.13 ~0,004° 0.95 % -9,78 0,07 ~0,003° 0.67 %

Возраст звёзд определён как 950 млн. лет[4], также известно, что звёзды с массой 0,36 [6] живут на главной последовательности порядка 175 млрд. лет, а звёзды с массой 0,19 [6] живут на главной последовательности гораздо дольше — порядка 1,05 трлн. лет. Таким обозом, обе звезды EQ Пегаса ещё очень нескоро станут красными гигантами, а затем, сбросив внешние оболочки, станут белыми карликами.

Свойства EQ Пегаса A[править | править код]

EQ Пегаса A — судя по её спектральному классу M4Ve[8] звезда принадлежит к спектральному классу M4 c эмиссионными линиями. Таким образом водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Масса звезды равна 0,36 [6]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3585 К[7], что придаёт ей характерный красный цвет.

Для подобных звёзд характерен радиус равный 0,36 [21]. Светимость звезды равна 0,019 [10]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,14 а.е., то есть в точку на 64 % ближе чем Меркурий располагается к Солнцу. Причём с такого расстояния EQ Пегаса A выглядела бы в 2,7 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,37°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда EQ Пегаса A слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 10,38m[22], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как вспыхивающая звезда[22].

Свойства EQ Пегаса B[править | править код]

Вторичный компонент EQ Пегаса B — судя по её спектральному классу M6Ve[8] звезда принадлежит к спектральному классу M6 c эмиссионными линиями. Таким образом водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Масса звезды равна 0,19 [6]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3309 К[11], что придаёт ей характерный красный цвет.

Для подобных звёзд характерен радиус равный 0,27 [21]. Светимость звезды равна 0,008 [10]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,09 а.е., то есть в точку на 77 % ближе чем Меркурий располагается к Солнцу. Причём с такого расстояния EQ Пегаса B выглядела бы в 3,2 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,60°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда EQ Пегаса B слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 12,58m[22], без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как вспыхивающая звезда[22].

История изучения кратности звезды[править | править код]

В 1941 году EQ Пегаса была впервые замечена как двойная звезда Карлом А. Виртаненом, который в ходе систематического обзора фотопластинок красных карликов в обсерватории Маккормика  (англ.) (рус. обнаружил спутник примерно на две величины слабее находящаяся на угловом расстоянии 3,5 секунд дуги[23] то есть им был открыт компонент AB и звёзды вошли в каталоги как WIR 1[d]. Оба компонента также должны быть спектрально-двойными системами со слабыми спутниками, которые не были обнаружены на орбитах в течение многих лет до сегодняшнего (2020 год) времени[6]. В 1953 году американский астроном П. Лампенс (англ. Lampens, P) обнаружил компоненты AС и AD и звёзды вошли в каталоги как LMP 24[e].

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[24]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина компонента I Видимая звёздная величина компонента II
AB 1941 72 183° 3.5″ 10.52m 12.40m
2017 76° 5.4″
AC 1953 14 60° 49.0″ 10.52m 12.33m
2017 16° 30.4″
AD 1953 12 35° 38.5″ 10.52m 13.62m
2015 342° 36.8″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды EQ Пегаса, есть, как минимум, один спутник:

Звезда EQ Пегаса в культуре[править | править код]

В 1998 году телекоммуникационная компания BBC заявила о мистификации, связанной с якобы обнаруженными «инопланетными» сигналами, исходящими от звезды EQ Пегаса[27].

Ближайшее окружение звезды[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[28] от звезды EQ Пегаса (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Звезда Спектральный класс Расстояние, св. лет
Глизе 880 M2.0V 3.96
BR Рыб M2V 6.31
EV Ящерицы M5e 9.16
Звезда ван Маанена DZ7 9.30
HD 4628 K2V 9.96
GJ 1002 M5,5V 10.15
Глизе 829 M3.0Ve 10.72
Грумбридж 34 M1.5nV 11.15
Росс 248 M5,5V 11.72
Глизе 876 M3.40 11.90
TZ Овна M4,5VC 12.02
107 Рыб K1V 12.42
Глизе 1005 M3.5V 12.47
61 Лебедя K5 V/K7 V 13.08
Крюгер 60 M3nV 13.24
Глизе 892 K3V 13.38
EZ Водолея M5 V/M/M 13.52
Эта Кассиопеи G0 V/K7 V 13.78
YZ Кита G3 V 14.44
Звезда Тигардена M7,0V 15.11
Тау Кита G8,5V 15.32
Глизе 849 M3,5V 15.59
Мю Кассиопеи G5VIp/M5V 15.71
V1581 Лебедя M5,5/M6/M5,5 16.13
Лейтен 726-8 M5,5/M6 16.32
Альтаир A7 V 17.29
54 Рыб K0V/T7,5V 17.53
HR 753 K3V/M3.5Vn/M7V 17.56
Глизе 1 M1.5V 17.58
Струве 2398 M3V/M3,5V 18.51
Глизе 809 M2V 18.55
Эпсилон Эридана K2V 18.78
AX Микроскопа M2 Ve 19.33
Фомальгаут A3 V 19.76
Сигма Дракона K0V 19.96

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 5 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 1 белый карлик которые в список не попали.

Примечания[править | править код]

Комментарии
  1. ↑ 1 2 3 Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ 1 2 3 Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где RS — радиус звезды, выраженный в а.е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а.е.
  4. ↑ WIR — ссылка на каталог Карлома Виртанена, 1 — номер записи в его каталоге
  5. ↑ LMP — ссылка на каталог П. Лампенса (англ. Lampens, P), 24 — номер записи в его каталоге
Источники
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics (англ.), 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4 Koen, C.; Kilkenny, D.; van Wyk, F.; Marang, F. UBV(RI)C JHK observations of Hipparcos-selected nearby stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2010. — Vol. 403, no. 4. — P. 1949—1968. — doi:10.1111/j.1365-2966.2009.16182.x. — Bibcode: 2010MNRAS.403.1949K.
  3. ↑ GONTCHAROV G.A. Pulkovo compilation of radial velocities for 35495 stars in a common system. (англ.). Astronomical Letters. Дата обращения: 8 августа 2020. Архивировано 21 июля 2020 года.
  4. ↑ 1 2 Crosley, M. K.; Osten, R. A. Constraining Stellar Coronal Mass Ejections through Multi-wavelength Analysis of the Active M Dwarf EQ Peg (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2018. — Vol. 856, no. 1. — P. 39. — doi:10.3847/1538-4357/aaaec2. — Bibcode: 2018ApJ...856...39C. — arXiv:1802.03440.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Heintz, W. D. Orbits of 16 visual binaries (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1984. — Vol. 89. — P. 1063. — doi:10.1086/113602. — Bibcode: 1984AJ.....89.1063H.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 Multiple Star Catalog (HIP=>116132) (англ.) (недоступная ссылка — история). A.Tokovinin.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Явное указание et al. в: |first1= (справка) Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 3 мая 2022 на Wayback Machine at VizieR
  8. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Samus, N. N.; Durlevich, O. V. et al. VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013) (англ.) // VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S : journal. — 2009. — Vol. 1. — P. B/gcvs. — Bibcode: 2009yCat....102025S.
  9. ↑ 1 2 3 4 EQ Pegasi (англ.). Internet Stellar Database. Архивировано 26 января 2021 года.
  10. ↑ 1 2 3 4 Morales, J. C.; Ribas, I.; Jordi, C. The effect of activity on stellar temperatures and radii (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2008. — Vol. 478, no. 2. — P. 507. — doi:10.1051/0004-6361:20078324. — Bibcode: 2008A&A...478..507M. — arXiv:0711.3523.
  11. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Brown, A. G. A.; et al. (August 2018), "Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties", Astronomy & Astrophysics (англ.), 616, arXiv:1804.09365, Bibcode:2018A&A...616A...1G, doi:10.1051/0004-6361/201833051. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка); Явное указание et al. в: |first1= (справка) Gaia DR2 record for this source Архивная копия от 3 мая 2022 на Wayback Machine at VizieR
  12. ↑  (англ.) "BD+19 5116 -- Double or multiple star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 августа 2021, Дата обращения: 8 августа 2020 Источник. Дата обращения: 17 августа 2020. Архивировано 31 августа 2021 года.
  13. ↑  (англ.) "BD+19 5116A -- Eruptive variable Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 августа 2021, Дата обращения: 8 августа 2020 Источник. Дата обращения: 17 августа 2020. Архивировано 31 августа 2021 года.
  14. ↑  (англ.) "BD+19 5116B -- Eruptive variable Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 августа 2021, Дата обращения: 8 августа 2020 Источник. Дата обращения: 17 августа 2020. Архивировано 31 августа 2021 года.
  15. ↑ Eggl S., Pilat-Lohinger E., Funk B., Georgakarakos N., Haghighipour N. Circumstellar habitable zones of binary-star systems in the solar neighbourhood (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 2012. — Vol. 428, Iss. 4. — P. 3104–3113. — 10 p. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1093/MNRAS/STS257 — arXiv:1210.5411
  16. ↑ 1 2 Zboril M., Byrne P. B. Metallicity and photospheric abundances in field K and M dwarfs (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society / D. Flower — OUP, 1998. — Vol. 299. — P. 753–758. — ISSN 0035-8711; 1365-2966 — doi:10.1046/J.1365-8711.1998.01793.X
  17. ↑ 1 2 Frasca A., Covino E., Spezzi L., Alcalá J. M., Marilli E., Fűrész G., Gandolfi D. REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2009. — Vol. 508, Iss. 3. — P. 1313—1330. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/200913327
  18. ↑ 1 2 Anderson, E.; Francis, Ch. (2012), "XHIP: An extended hipparcos compilation", Astronomy Letters (англ.), 38 (5): 331, arXiv:1108.4971, Bibcode:2012AstL...38..331A, doi:10.1134/S1063773712050015. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка) XHIP recno=115742
  19. ↑ EQ Pegasi (англ.). Universe Guide.
  20. ↑  (англ.) Hessman, F. V.; Dhillon, V. S.; Winget, D. E.; Schreiber, M. R.; Horne, K.; Marsh, T. R.; Guenther, E.; Schwope, A.; Heber, U. (2010). "On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets". arXiv:1012.0707 [astro-ph.SR]. {{cite arXiv}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  21. ↑ 1 2 Kaltenegger, L.; Traub, W. A. Transits of Earth-like Planets (англ.) // The Astrophysical Journal : рец. науч. журнал. — IOP Publishing, 2009. — Vol. 698, no. 1. — P. 519—527. — doi:10.1088/0004-637X/698/1/519. — Bibcode: 2009ApJ...698..519K.
  22. ↑ 1 2 3 4 EQ Peg (англ.). ГАИШ.
  23. ↑ Wirtanen, C. A. A New dMe Double Star (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific : journal. — 1941. — Vol. 53, no. 316. — P. 340. — doi:10.1086/125371. — Bibcode: 1941PASP...53..340W.
  24. ↑ WIR 1: WDS Catalog entry (англ.). The Washington Visual Double Star Catalog (Mason+ 2001-2020). Дата обращения: 17 августа 2020. Архивировано 10 сентября 2021 года.
  25. ↑  (англ.) "TYC 1723-143-1 -- Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 августа 2020
  26. ↑  (англ.) "GSC 01723-00061 -- Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Дата обращения: 8 августа 2020
  27. ↑ BBC News | Sci/Tech | Alien hoax dismays scientists. news.bbc.co.uk. Дата обращения: 25 сентября 2018. Архивировано 26 сентября 2018 года.
  28. ↑ Stars within 20 light-years of EQ Pegasi: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки[править | править код]

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=EQ_Пегаса&oldid=136967495