Kappa Pegasus

Kappa Pegasus (κ Pegasus, Kappa Pegasi, κ Pegasi , forkortet Kap Peg, κ Peg ) er en tredobbelt stjerne i stjernebilledet Pegasus . Kappa Pegasus har en tilsyneladende stjernestørrelse på +4,13 m [2] , og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen ( eng.  City sky ).

Fra målinger af parallakse taget under Hipparcos- missionen er stjernen kendt for at være omkring 112,9 ly  væk . år ( 34,6  pct .) [4] fra Jorden . Stjernen observeres nord for 65 ° S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af de subpolære områder i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er august [12] .

Kappa Pegasus bevæger sig med en lidt lavere hastighed i forhold til Solen end andre stjerner: dens radiale heliocentriske hastighed er −8  km/s [12] , hvilket er 20 % mindre end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske disk , og den er også betyder, at stjernen nærmer sig Solen. Stjernen bevæger sig hen over himlen mod nordøst [13] .

Stjernenavn

Kappa Pegasi ( latiniseret Kappa Pegasi ) er Bayers betegnelse for stjernen i 1603 [13] . Selvom stjernen har betegnelsen Kappa (det 10. bogstav i det græske alfabet ), er selve stjernen den 12. lyseste i stjernebilledet. Stjernen har også en betegnelse givet af Flamsteed -10 Pegasi ( lat.  10 Pegasi ) [13] .

Egenskaber for en tredobbelt stjerne

Kappa Pegasus er et tæt tredobbelt system, som kan studeres med spektrografer som en spektroskopisk binær og ved teleskoper som en almindelig tredobbelt stjerne [6] . I den første tilnærmelse kan teleskopet se, at der er tale om to stjerner, hvis lysstyrke er +4,94 m (B) og +5,04 m [14] (A). Imidlertid er selve komponenten B, som det kan forstås fra spektrografiske undersøgelser, et spektroskopisk binært system , der henfalder til komponenterne Ba og Bb.

Begge komponenter er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 0,235  " , hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse , mindst 8,139  AU og omdrejningsperioden, mindst 11,7  år [4] (til sammenligning radius af Jupiters bane er lig med 5,2  AU og omdrejningsperioden er 11,86  år ) Systemets excentricitet er meget stor og beløber sig til 0,318 [4] Stjernerne divergerer enten i en afstand på 15,6  AU , for derefter at konvergere i en afstand på 8,1 AU  Det vil sige, hvis begge stjerner var i solsystemet , så ville de være placeret mellem Jupiters kredsløb ( 5,2  AU ) og Uranus kredsløb ( 19,22  AU ) Orbitalhældningen er også meget stor og er 107,9 ° [4] , det vil sige, at systemet praktisk talt "ligger på siden" og desuden roterer i en retrograd bane , set fra Jorden.

Begge stjerner er klassificeret forskelligt i forskellige kilder: enten som dværge af spektraltypen F5V [3] , hvilket indikerer, at brint i stjernens kerne tjener som et nukleart "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen , så som undergiganter af spektraltypen F5IV [4] , det vil sige, at brinten i stjernens kerne er afsluttet, og "afbrændingen" af brint i kernens skal er begyndt, det vil sige, at stjernen allerede har forladt hovedsekvensstadiet . Stjerner udstråler energi fra deres ydre atmosfærer ved de samme effektive temperaturer på omkring 6579 [7] , hvilket giver dem den karakteristiske hvid-gule farve som en stjerne af spektraltype F . Men deres effektive temperaturer og de spektrale typer af individuelle stjerner er stadig ikke godt forstået: Kappa Pegasus B kan være lige så varm som en F2-stjerne , men temperaturmålinger tyder på, at stjernen også er F5 [6] .

Stjernernes masser beregnet ud fra Keplers tredje lov er 1,549  [4] (komponent A), 1,662  [4] (komponent Ba) og 0,814  [4] (komponent Bb). På grund af den lille afstand til stjernerne kan deres radier måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1922 . Stjernens vinkelstørrelse blev derefter estimeret til 1,4  mas , hvilket betyder, at Kappa Pegasus' absolutte radius på denne afstand blev estimeret til 2,2 solradier [15] . I efterfølgende målinger blev stjernens vinkelstørrelse så estimeret til 0,67  mas , hvilket betyder, at Kappa Pegasus' absolutte radius i en sådan afstand blev estimeret til 0,95 solradier [16] , hvilket naturligvis er meget lille for subgigantiske stjerner på spektral klasse F eller endda en gammel dværg . Baseret på teorien om stjerneudvikling kan stjernernes radier dog estimeres som følger: En underkæmpe eller gammel dværg har normalt en radius på 2,4  [6] . Desuden skinner begge stjerner med en lysstyrke, der er 1,5 gange stærkere end vores sol : deres lysstyrke er 1,5-1,6 ,  afhængigt af om de er rigtige undergiganter eller gamle dværge [6] . For at en planet, der ligner vores Jord , kan modtage omtrent den samme mængde energi, som den modtager fra Solen, skal de placeres i en afstand på 1,22 AU  . e. Desuden ville begge stjerner i Kappa Pegasus-systemet fra en sådan afstand se 2 gange større ud end vores sol , som vi ser det fra Jorden - 1,04 ° [c] . ( Vores sols vinkeldiameter er 0,5°).

Fysiske egenskaber for komponent B

Da alle stjernerne blev født på samme tid på samme sted, vil de have samme kemiske sammensætning, dvs. metallicitet . Stjerner med planeter har en tendens til at have en højere metallicitet sammenlignet med Solen, og Kappa Pegasus B har en metallicitetsværdi mere end 2 gange mindre end på Solen : jernindholdet i den i forhold til brint er 43 % [7] . Stjernen har en overfladetyngdekraft på 3,00  CGS [7] eller 10 m/s 2 , det vil sige næsten 27 gange mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket tilsyneladende kan forklares med en lille masse kl. en stor stjernediameter. Kappa Pegasus B roterer med en hastighed på 35  km/s [8] , det vil sige 17,5 gange hurtigere end solrotationen , hvilket giver en stjernerotationsperiode på omkring 3,57 dage.

Bane for komponenterne Ba og Bb

Anvendelse af Keplers love giver systemets samlede masse 4,025  . Kappa Pegasus B er en dobbeltstjerne, dens komponenter er kun et par tusindedele af et sekund fra hinanden. (På et tidspunkt blev Kappa Pegasus A også betragtet som en dobbeltstjerne, men dette blev ikke bekræftet) [6] . Den mindre måne (Kappa Pegasus Bb) kredser om den lysere Kappa Pegasus Ba med en overraskende kort periode på kun 5,97 dage [4] , med en meget lille kredsløbsradius på 0,087  AU. [4] , det vil sige, at afstanden mellem stjernerne er lig med en fjerdedel af afstanden fra Merkur til Solen . Ved at trække massen af ​​Kappa Pegasus Ba fra totalen, får man massen for satellitten (Bb), som vil være lig med 0,814  [4] , hvilket er typisk for en orange dværg af spektraltype K0 eller G8 [6] .

Yderligere udvikling af den tredobbelte stjerne

Da Kappa Pegasus allerede slutter sit liv på hovedsekvensen , er systemets alder ret stor og beløber sig til ~ 2,5  milliarder [6] . Kappa Pegasi B og A vil udvikle sig til heliumkerne-giganter og derefter til røde giganter med kulstofkerner . Konsekvenserne for dværgen, der kredser om Kappa Pegasus Ba, ville være alvorlige, da de sandsynligvis bare ville smelte sammen. Tabet af masse, kombineret med virkningen af ​​en dobbeltstjerne , kan føre til dannelsen af ​​en meget struktureret planetarisk tåge , før den ene eller begge komponenter af Kappa Pegasus bliver hvide dværge [6] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1828 blev V.Ya. Struve opdagede en af ​​komponenterne i den optiske binære Kappa Pegasi (AB-C), og stjernen blev inkluderet i katalogerne som STF 2824 [d] . Den sande natur af en binær stjerne blev opdaget i 1880 af S. W. Burnham (komponent AB), og stjernen kom ind i videnskabelig cirkulation som BU 989 [e] . Indtil 1900 havde Kappa Pegasi "rekorden" som en dobbeltstjerne med den korteste kendte omløbsperiode (11,6 år), indtil den blev erstattet af stjernen Delta Little Horse [17] med en omløbstid på 5,7 år. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [2] [14] :

Opsummerer vi alle oplysningerne om stjernen, kan vi sige, at stjernen Kappa Pegasus har en satellit på femte størrelsesorden, placeret i en meget lille vinkelafstand , som den har bevaret i de sidste næsten 200 år, og den er uden tvivl en ægte følgesvend. I nærheden er komponent "C" [18] (komponent AB-C), en stjerne af 11. størrelsesorden, der netop ligger i sigtelinjen på afstand, at dømme efter parallaksen, 2093 ly  . år . Selve stjernen er kendt som PLX 5251 [18] .

Noter

Kommentarer

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ 1 2 Den absolutte størrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende størrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 stk .
3. ↑ Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a.u. ; d S er afstanden til stjernen
4. ↑ STF - link til kataloget over V.Ya. Struve , 2824 - postnummer i hans katalog
5. ↑ BU - link til S. W. Burnhams katalog , 989 - postnummer i hans katalog

Kilder

1. ↑ 1 2 3 4 Perryman, MAC et al. HIPPARCOS-kataloget  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : tidsskrift. - 1997. - April ( bind 323 ). -P.L49- L52 . - .
2. ↑ 1 2 3 4 k  Pegasi . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 2. november 2019. Arkiveret fra originalen 8. april 2016.
3. ↑ 1 2 3 4 5 * kap Peg -- Spectroscopic binary , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Peg > . Hentet 27. oktober 2019. Arkiveret 3. oktober 2020 på 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. FASER Differential Astrometry and Iodine Cell Radial Velocities of the κ Pegasi Triple Star System  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Januar ( vol. 636 , nr. 2 ). - S. 1020-1032 . - doi : 10.1086/498209 . - . - arXiv : astro-ph/0509406 .
5. ↑ 12 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometri af de klare stjerner  //  Communications of the Lunar and Planetary Laboratory : journal. - 1966. - Bd. 4 , nr. 99 . - .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jim Kaler. KAPPA PEG (Kappa Pegasi).  (engelsk)  (utilgængeligt link) . Stjerner . University of Illinois . Hentet 2. november 2019. Arkiveret fra originalen 4. november 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Balachandran, Suchitra. Lithiumudtømning og rotation i hovedsekvensstjerner  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1990. - 1. maj ( vol. 354 ). - s. 310-332 . - doi : 10.1086/168691 . - .
8. ↑ 1 2 Bernacca, PL; Perinotto, M. Et katalog over stjernernes rotationshastigheder  (engelsk)  // Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago: journal. - 1970. - Bd. 239 , nr. 1 . — .
9. ↑ 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
10. ↑ Balachandran S. Lithiumudtømning og rotation i hovedsekvensstjerner  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Vol. 354.—S. 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 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
12. ↑ 12 H.R. 8315 . Katalog over Bright Stars . (Russisk)
13. ↑ 1 2 3 Jih (Kappa Pegasi, 10 Pegasi)  Stjernefakta . Univers guide .
14. ↑ 1 2 BU 989 aad STF2824 : Katalogindgang i Washington Double Star Katalog  . Hentet 2. november 2019. Arkiveret fra originalen 1. september 2021.
15. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  10051 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
16. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  10052 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
17. ↑ William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535 . I: Publications of the Astronomical Society of the Pacific . bd. 12, august. 76, 1900, s. 215–218. , doi:10.1086/121393 . Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11.48 Jahre; Se, 1895–1896: 11.45 Jahre).
18. ↑ 1 2 (engelsk) PLX 5251 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401498141&Name=PLX%205251 >& submit =submit Hentet 27. oktober 2019.   

Links

• Billede af Kappa Pegasus