Кси Пегаса

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Кси 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)
Прямое восхождение 22ч 46м 41,58с[1]
Склонение +12° 10′ 22,39″[1]
Расстояние 53,2±0,2 св. года (16,30±0,0 пк)[a]
Видимая звёздная величина (V) 4,19[2]
Созвездие Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) −5,3[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +234,18[1] mas в год
 • склонение −493,29[1] mas в год
Параллакс (π) 61.36 ± 0.19[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) +3.25[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс F6V[14]
Показатель цвета
 • B−V +0.502[5]
 • U−B −0.015[5]
Физические характеристики
Масса 1,17 M☉
Радиус 1,86 R☉
Возраст 5,0 ± 0,5 млрд.[6] лет
Температура 6234 К[15]
Светимость 4,5 L☉
Металличность −0,31[15]
Вращение 9,7 км/с[16]
Коды в каталогах

2MASS J22464156+1210228, HD 215648, HIP 112447, HR 8665, SAO 108165, GJ 872 A, ξ Peg, ADS 16261 A, PLX 5516, ASCC 996971, LSPM J2246+1210W, BD+11 4875, BD+11 4875A, CCDM J22467+1211A, GC 31778, GCRV 14308, HIC 112447, IRC +10522, JP11 3532, LFT 1735, LHS 3851, LTT 16693, NLTT 54819, PPM 141833, ROT 3316, SPOCS 984, TD1 29336, TYC 1155-2186-1, UBV 19514, YZ 11 9091, uvby98 100215648, WDS J22467+1210A, IRAS 22442+1154, Ci 20 1381, PM 22442+1155, WEB 20055, Gaia DR2 2719475542666622976, 46 Peg, Gaia DR3 2719475542667772416, IDS 22417+1139 A, TIC 60716322, AG+11 2850 и UBV M 26609

Информация в базах данных
SIMBAD * ksi Peg
Звёздная система
У звезды существует 2 компонента
Их параметры представлены ниже:
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Кси Пегаса (ξ Пегаса, ksi Pegasi, ξ Pegasi, сокращ. ksi Peg, ξ Peg) — двойная звезда в северном созвездии Пегаса, расположенная к юго-западу от Большого Квадрата Пегаса. Кси Пегаса имеет видимую звёздную величину +4,19m[2], и, согласно шкале Бортля, видна невооружённым глазом даже на городском небе (англ. City sky).

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos[1], известно, что звезда удалена примерно на 53,2 св. лет (16,30 пк) от Земли. Звезда наблюдается севернее 78° ю. ш., то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — сентябрь[17].

Средняя пространственная скорость Кси Пегаса имеет компоненты (U, V, W)=(3.92, −31.8, −27.0)[18], что означает U=3,92 км/с (движется по направлению к галактическому центру), V=−31,8 км/с (движется против галактического вращения) и W=−27,0 км/с (движется в направлении галактического южного полюса). Кси Пегаса движется не очень быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость практически равна −5 км/с[17], что в 2 раз меньше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. По небосводу звезда движется на юго-восток[19].

Имя звезды

[править | править код]

Кси Пегаса (латинизированный вариант лат. Xi Pegasi) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[19]. Хотя звезда и имеет обозначение ξ (Кси — 14-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 13-я по яркости в созвездии. 46 Пегаса (латинизированный вариант лат. 46 Pegasi) является обозначением Флемстида[19].

По некоторым источникам[20] звезда имела собственное имя «Хомам», которое оно разделяло с более яркой звездой третьей величины Дзета Пегаса (и которое находится всего в двух градусах от к юго-западу от Кси Пегаса). Имя звёзд Кси Пегаса и Дзета Пегаса обозначало «счастливые звезды героя» (вероятно, имея в виду Персея летающего на коне Пегасе), название в конечном итоге осталось только за Дзета Пегаса. Хотя эти звёзды кажутся близкими на небосводе, они не имеют никакого отношения друг к другу: Дзета Пегаса находятся на расстоянии 204 св. лет.

Обозначения остальных компонентов как Кси Пегаса A, B и С вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС)[21].

Свойства двойной звезды

[править | править код]

Кси Пегаса— это широкая пара звёзд: в телескоп видно, что это две звезды, блеск которых + 4.195m[5] и +11.70m[11]. Обе звезды отдалены друг от друга на угловое расстояние в 11,4 " при позиционном угле 96,9°[22]. что соответствует большой полуоси орбиты между компаньонами, по крайней мере, 192,3 а.е.[23] и периоду обращения по крайней мере, 2500 лет (для сравнения радиус орбиты Плутон равен 39,5 а.е. и период обращения равен 247,9 лет, то есть Кси Пегаса B находится в 5 раз дальше). К сожалению, лучшие параметры орбиты не известны.

Если мы будем смотреть со стороны Кси Пегаса A на Кси Пегаса B, то мы увидим красную звёздочку, которая светит с яркостью −9.51m[18], то есть с яркостью 5 % Луны в полнолуние. С другой стороны, если мы будем смотреть со стороны Кси Пегаса B на Кси Пегаса A, то мы увидим бело-жёлтую звезду, которая светит с яркостью −17.02m[18], то есть с яркостью 51,5 Лун в полнолунии. Причём угловой размер звезды будет — 0,0052°[c], то есть в 97 раз меньше нашего Солнца.

Возраст системы Кси Пегаса — около 5,0 ± 0,5 млрд. лет[6], то есть у звезды Кси Пегаса A уже практически не осталось времени (<1,0 млрд. лет), прежде чем она откажется от ядерного синтеза в своём ядре и превратится сначала в субгиганта, а затем станет красным гигантом. Звезда, по-видимому, принадлежит к движущейся группе звёздWolf 630[17][24], в которую входят как минимум 150 звёзд, обладающих приблизительно одним и тем же возрастом ~5,0 млрд. лет и приблизительно одной и той же радиальной скоростью и приблизительно одним и тем же собственным движением.

Свойства компонента A

[править | править код]

Кси Пегаса A — карлик спектрального класса F6V[7][d], что указывает на то, что водород в ядре звезды ещё служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 6178 К[6], что придаёт ей характерный жёлто-белый цвет звезды спектрального класса F.

Масса звезды обычна для карлика и составляет 1,17 [6]. А вот радиус звезды несколько великоват. В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и такая попытка была сделана в 1967 году. Её абсолютный радиус был оценён в 1,3 [25], что как мы знаем сегодня было в полтора раза меньше истинного диаметра, который составляет 1,86 [6]. Светимость звезды так же велика для карлика и составляет 4,5 [6], однако вполне нормальна для звезды наводящейся с стадии перехода к субгиганту,. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 2,1 а. е., то есть примерно в поясе астероидов, а более конкретно туда, где находится астероид Паллада расстояние до которого от Солнца составляет 2,13 а. е. Причём с такого расстояния Кси Пегаса A выглядела бы на 6 % меньше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 0,47°[c] (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звезда имеет поверхностную гравитацию 3,97 СГС[6] или 93,3 м/с2, то есть почти втрое меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что, по-видимому, может объясняться большой поверхностью звезды, при малой массе. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем, но Кси Пегаса A имеет значение металличности почти на половину меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 53,7 %[6], что позволяет предположить, что звезда пришла из других областей Галактики, где было меньше металлов, и рождено в молекулярном облаке благодаря менее плотному звёздному населению и меньшему количеству сверхновых звёзд. Звезды, богатые металлам, являются питательной средой для планет, но у Кси Пегаса A, похоже, даже нет остаточного диска который, по крайней мере, был бы свидетельством существования планетной системы, звезда была проверена на наличие избытка инфракрасного излучения, но ничего обнаружено не было[23]. Скорость вращения у Кси Пегаса A почти в 7 раз больше солнечной и равна 12,67 км/с[8], что даёт период вращения звезды — 7,4 дня.

Свойства компонента B

[править | править код]

Кси Пегаса B — красный карлик спектрального класса M3.5V[12] с массой звезды равной 0,32 0.32[13]. В связи с небольшим расстоянием до звезды её радиус может быть измерен непосредственно, и первая такая попытка была сделана в 1967 году. Его абсолютный радиус был оценён в 0,51 [26], который, характерен для красных карликов спектрального класса M1V, в то же время как для красных карликов спектрального класса M3.5V более характерен радиус равный 0,3 , то есть во время прямых измерений радиус был завышен на две третьих. Исходя из теории звёздной эволюции его светимость должна быть равна 0,01 . Для того чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,31 а.е., то есть примерно на той орбите, где в Солнечной системе находится Меркурий, чей радиус орбиты равен 0,39 а.е.. Причём с такого расстояния, Кси Пегаса B выглядела бы в практически как наше Солнце, каким мы его видим с Земли — 0,51° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°)[c].

История изучения кратности звезды

[править | править код]

В 1825 году Д. Гершель открыл, что Кси Пегаса является двойной звездой, то есть открыл компонент AB и звёзды вошли в каталоги как HJ 301[e]. Затем в 1834 году Д. Гершель определил, что звезда является тройной, то есть открыл компонент AC. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[2][27]:

Компонент Год Количество измерений Позиционный угол Угловое расстояние Видимая звёздная величина 1 компонента Видимая звёздная величина 2 компонента
AB 1825 30 120° 11.0″ 4.20m 12.40m
1866 118° 12.2″
1975 100° 11.5″
2015 94° 11.1″
AC 1834 9 33° 110.0″ 4.20m 11.10m
1879 22° 127.3″
1924 15° 145″
2000 6° 176.9″

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Кси Пегаса есть спутник (компонент AB), звезда 12-й величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он изменил, двигаясь по эллиптической орбите, в течение последних почти 200 лет и он, несомненно, настоящий компаньон.

Рядом находится, звезда 11-й величины (компонент AC), находящаяся на угловом расстоянии 176,9 секунд дуги у которой известен каталожный номер — BPS CS 30332-0037[28]. У звезды не известен параллакс, однако известно собственное движение, которое на 2 порядка меньше, чем собственное движение системы Кси Пегаса, поэтому, вероятнее всего, она в систему Кси Пегаса не входит, являясь просто фоновой звездой, лежащей на линии прямой видимости.

Ближайшее окружение звезды

[править | править код]

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет[29] от звезды Кси 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
HD 212989 K0 V 4.20
51 Пегаса G2-3 V 8.57
G 29-38 DAV4 wd 13.14
Йота Рыб 7 V 14.83
HN Пегаса G0 V 16.59
Йота Пегаса F5 V 19.38

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 20 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 3 белых карлика, которые в список не попали.

Примечания

[править | править код]

Комментарии

  1. ↑ Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
  2. ↑ Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
  3. ↑ 1 2 3 Угловой диаметр (δ) вычисляется по формуле:
    , где RS — радиус звезды, выраженный в а. е.; dS — расстояние до звезды, выраженное в а. е.
  4. ↑ В XX веке Кси Пегаса классифицировалась как F6III-IV[2][18], что указывает на то, что звезда классифицировалась как переходная между гигантом и субгигантом
  5. ↑ HJ — ссылка на каталог Д. Гершеля, 301 — номер записи в его каталоге

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, F. (2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 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 x Pegasi (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано из оригинала 4 марта 2016 года.
  3. ↑  (англ.) Wilson, R. E. (1953), General Catalogue of Stellar Radial Velocities, Carnegie Institute of Washington D.C., Bibcode:1953GCRV..C......0W. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
  4. ↑  (англ.) Huang, W.; et al. (2012), "A catalogue of Paschen-line profiles in standard stars", Astronomy & Astrophysics, 547: A62, arXiv:1210.7893, Bibcode:2012A&A...547A..62H, doi:10.1051/0004-6361/201219804. {{citation}}: Проверьте значение даты: |year= (справка)CS1 maint: year (ссылка)
  5. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Kozok, J. R. (September 1985), "Photometric observations of emission B-stars in the southern Milky Way", Astronomy and Astrophysics Supplement Series, 61: 387—405, Bibcode:1985A&AS...61..387K. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13  (англ.) Ghezzi, L.; et al. (September 2010), "Stellar Parameters and Metallicities of Stars Hosting Jovian and Neptunian Mass Planets: A Possible Dependence of Planetary Mass on Metallicity", The Astrophysical Journal, 720 (2): 1290—1302, arXiv:1007.2681, Bibcode:2010ApJ...720.1290G, doi:10.1088/0004-637X/720/2/1290. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  7. ↑ 1 2  (англ.) Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. (April 2001), "The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence", The Astronomical Journal, 121 (4): 2159—2172, Bibcode:2001AJ....121.2159G, doi:10.1086/319957. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  8. ↑ 1 2  (англ.) Martínez-Arnáiz, R.; et al. (September 2010), "Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter" (PDF), Astronomy and Astrophysics, 520: A79, arXiv:1002.4391, Bibcode:2010A&A...520A..79M, doi:10.1051/0004-6361/200913725, Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017, Дата обращения: 31 декабря 2019. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка) Источник. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано из оригинала 22 сентября 2017 года.
  9. ↑  (англ.) "* ksi Peg -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 декабря 2019, Дата обращения: 9 декабря 2019 Источник. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 31 декабря 2019 года.
  10. ↑ 1 2 3  (англ.) "* ksi Peg B -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 декабря 2019, Дата обращения: 8 декабря 2019 Источник. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 31 декабря 2019 года.
  11. ↑ 1 2  (англ.) Rojas-Ayala, Bárbara; et al. (April 2012), "Metallicity and Temperature Indicators in M Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs", The Astrophysical Journal, 748 (2): 93, arXiv:1112.4567, Bibcode:2012ApJ...748...93R, doi:10.1088/0004-637X/748/2/93. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  12. ↑ 1 2  (англ.) Bidelman, W. P. (October 1985), "G. P. Kuiper's spectral classifications of proper-motion stars", Astrophysical Journal Supplement Series, 59: 197—227, Bibcode:1985ApJS...59..197B, doi:10.1086/191069. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  13. ↑ 1 2  (англ.) Tokovinin, Andrei (April 2014), "From Binaries to Multiples. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs", The Astronomical Journal, 147 (4): 14, arXiv:1401.6827, Bibcode:2014AJ....147...87T, doi:10.1088/0004-6256/147/4/87, 87. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  14. ↑ Gray R. O., Napier M. G., Winkler L. I. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2001. — Vol. 121, Iss. 4. — P. 2148–2158. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.1086/319956
  15. ↑ 1 2 Aguilera-Gómez C., Ramírez I., Chanamé J. Lithium abundance patterns of late-F stars: an in-depth analysis of the lithium desert (англ.) // Astronomy and Astrophysics / T. Forveille — EDP Sciences, 2018. — Vol. 614. — P. 55–55. — 15 p. — ISSN 0004-6361; 0365-0138; 1432-0746; 1286-4846 — doi:10.1051/0004-6361/201732209 — arXiv:1803.05922
  16. ↑ Luck R. E. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — 19 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  17. ↑ 1 2 3 HR 8665. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 31 декабря 2019 года.
  18. ↑ 1 2 3 4 Xi Pegasi (англ.). Internet Stellar Database.
  19. ↑ 1 2 3 Xi Pegasi (46 Pegasi) Star Facts (англ.). Universe Guide. Архивировано 31 декабря 2019 года.
  20. ↑ XI PEG (Xi Pegasi) (англ.). Jim Kaler, Stars. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 15 апреля 2021 года.
  21. ↑  (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].
  22. ↑  (англ.) Gould, Andrew; Chanamé, Julio (February 2004), "New Hipparcos-based Parallaxes for 424 Faint Stars", The Astrophysical Journal Supplement Series, 150 (2): 455—464, arXiv:astro-ph/0309001, Bibcode:2004ApJS..150..455G, doi:10.1086/381147. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  23. ↑ 1 2  (англ.) Moro-Martín, A.; et al. (March 2015), "Does the Presence of Planets Affect the Frequency and Properties of Extrasolar Kuiper Belts? Results from the Herschel Debris and Dunes Surveys", The Astrophysical Journal, 801 (2): 28, arXiv:1501.03813, Bibcode:2015ApJ...801..143M, doi:10.1088/0004-637X/801/2/143, 143. {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  24. ↑ A. R. E.; McDonald; Hearnshaw, J. B. The Wolf 630 moving group of stars (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1983. — Vol. 204. — P. 841—852. — doi:10.1093/mnras/204.3.841. — Bibcode: 1983MNRAS.204..841M.
  25. ↑ CADARS catalog entry: recno=10483 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  26. ↑ CADARS catalog entry: recno=10484 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  27. ↑ HJ 301: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 9 сентября 2021 года.
  28. ↑  (англ.) "BPS CS 30332-0037 -- Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано 31 декабря 2019, Дата обращения: 8 декабря 2019 Источник. Дата обращения: 31 декабря 2019. Архивировано 31 декабря 2019 года.
  29. ↑ Stars within 20 light-years of Xi Pegasi: (англ.). Internet Stellar Database.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Кси_Пегаса&oldid=140759227