Xi Pegasus

Xi Pegasus (ξ Pegasus, ksi Pegasi, ξ Pegasi , forkortet ksi Peg, ξ Peg ) er en dobbeltstjerne i det nordlige stjernebillede Pegasus , beliggende sydvest for Den Store Pegasus Plads . Xi Pegasus har en tilsyneladende størrelse på +4,19 m [2] , og er ifølge Bortl-skalaen synlig med det blotte øje selv på byhimlen . 

Fra målinger af parallakse opnået under Hipparcos- missionen [1] vides det, at stjernen er omkring 53,2  meter væk . år ( 16,30  pct . ) fra Jorden . Stjernen observeres nord for 78 ° S. sh. , det vil sige, at den er synlig på næsten hele den beboede Jords territorium , med undtagelse af polarområderne i Antarktis . Det bedste tidspunkt for observation er september [17] .

Den gennemsnitlige rumhastighed af Xi Pegasus har komponenter (U, V, W)=(3,92, −31,8, −27,0) [18] , hvilket betyder U= 3,92  km/s (bevæger sig mod det galaktiske centrum ), V= − 31,8  km/s (bevæger sig mod den galaktiske rotation) og W= −27,0  km/s (bevæger sig mod den galaktiske sydpol ). Xi Pegasus bevæger sig ikke særlig hurtigt i forhold til Solen : dens radiale heliocentriske hastighed er næsten lig med −5  km/s [17] , hvilket er 2 gange mindre end hastigheden for de lokale stjerner på den galaktiske skive , og det betyder også at stjernen nærmer sig Solen. På himlen bevæger stjernen sig mod sydøst [19] .

Stjernenavn

Xi Pegasi ( latiniseret Xi Pegasi ) er Bayers betegnelse for  stjernen i 1603 [19] . Selvom stjernen har betegnelsen ξ ( Xi  er det 14. bogstav i det græske alfabet ), er stjernen selv den 13. lyseste i stjernebilledet . 46 Pegasi ( latiniseret 46 Pegasi ) er Flamsteeds betegnelse [19] .  

Ifølge nogle kilder [20] havde stjernen sit eget navn "Homam", som den delte med den lysere stjerne af tredje størrelsesorden Zeta Pegasus (og som kun er to grader sydvest for Xi Pegasus). Navnene på stjernerne Xi Pegasus og Zeta Pegasus betød "heltens glade stjerner" (sandsynligvis henviser til Perseus , der flyver på en Pegasus -hest ), navnet forblev i sidste ende kun for Zeta Pegasus . Selvom disse stjerner ser ud til at være tæt på himlen, har de intet med hinanden at gøre: Zeta Pegasi er 204  ly væk. år .

Betegnelserne for de resterende komponenter som Xi Pegasus A, B og C følger af den konvention, der blev brugt af Washington Visual Double Star Catalog (WDS) for stjernesystemer og vedtaget af Den Internationale Astronomiske Union (IAU) [21] .

Egenskaber for en dobbeltstjerne

Xi Pegasi er et bredt par stjerner: det kan ses gennem et teleskop , at disse er to stjerner, hvis lysstyrke er + 4,195 m [5] og + 11,70 m [11] . Begge stjerner er adskilt fra hinanden med en vinkelafstand på 11,4  " ved en positionsvinkel på 96,9° [22] . hvilket svarer til kredsløbets semi-hovedakse mellem ledsagerne på mindst 192,3  AU [23] og perioden omdrejning mindst 2500  år (til sammenligning er Plutos kredsløbsradius 39,5  AU og omløbsperioden er 247,9  år , det vil sige, Xi Pegasus B er 5 gange længere.) Desværre kendes de bedste parametre for kredsløbet ikke.

Kigger vi fra siden af ​​Xi Pegasus A til Xi Pegasus B, vil vi se en rød stjerne, der skinner med en lysstyrke på −9,51 m [18] , altså med en lysstyrke på 5 % af fuldmånen . På den anden side, hvis vi ser fra siden af ​​Xi Pegasus B til Xi Pegasus A, så vil vi se en hvid-gul stjerne, der skinner med en lysstyrke på -17,02 m [18] , altså med en lysstyrke på 51,5 måner i en fuldmåne . Desuden vil stjernens vinkelstørrelse være - 0,0052 ° [c] , det vil sige 97 gange mindre end vores sol.

Xi Pegasus-systemets alder er omkring 5,0 ± 0,5  milliarder år [6] , dvs. stjernen Xi Pegasus A har allerede næsten ingen tid tilbage (< 1,0  milliarder år ), før den opgiver kernefusion i sin kerne og først vil blive til en underkæmpe , og derefter blive en rød kæmpe . Stjernen tilhører tilsyneladende den bevægelige gruppe af stjerner Wolf 630 [17] [24] , som omfatter mindst 150 stjerner med omtrent samme alder ~ 5,0  milliarder år og omtrent samme radiale hastighed og omtrent samme egen bevægelse .

Komponent A-egenskaber

Xi Pegasus A er en dværg af spektral type F6V [7] [d] , hvilket indikerer, at brinten i stjernens kerne stadig tjener som kerne "brændstof", det vil sige, at stjernen er på hovedsekvensen . Stjernen udstråler energi fra sin ydre atmosfære ved en effektiv temperatur på omkring 6178  K [6] , hvilket giver den den karakteristiske gul-hvide farve som en stjerne af spektraltype F .

Massen af ​​en stjerne er typisk for en dværg og er 1,17  [6] . Men stjernens radius er noget stor. På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og et sådant forsøg blev gjort i 1967 . Dens absolutte radius blev anslået til 1,3  [25] , hvilket, som vi ved i dag, var halvanden gang mindre end den sande diameter, som er 1,86  [6] . En stjernes lysstyrke er også høj for en dværg og er 4,5  [6] , men det er ganske normalt for en stjerne induceret fra overgangsstadiet til en subgigant ,. 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 2,1 AU  . dvs. cirka i asteroidebæltet , og mere specifikt til hvor asteroiden Pallas befinder sig, hvortil afstanden fra Solen er 2,13 AU  . e. Desuden ville Xi Pegasus A fra en sådan afstand se 6 % mindre ud end vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,47 ° [c] ( vinkeldiameteren af ​​vores sol  er 0,5 °).

Stjernen har en overfladetyngdekraft på 3,97  CGS [6] eller 93,3 m/s 2 , det vil sige næsten tre gange mindre end på Solen ( 274,0 m/s 2 ), hvilket tilsyneladende kan forklares med den store overflade på stjernen, med en lille masse. Planetbærende stjerner har en tendens til at have en højere metallicitet sammenlignet med Solen, men Xi Pegasus A har en metallicitetsværdi , der er næsten halvdelen af ​​Solens : dens jernindhold i forhold til brint er 53,7 % [6] , hvilket tyder på, at stjernen kom fra andre områder af galaksen , hvor der var mindre metal, og blev født i en molekylær sky på grund af en mindre tæt stjernebefolkning og færre supernovaer . Metalrige stjerner er en yngleplads for planeter, men Xi Pegasus A ser ikke engang ud til at have en resterende skive , der i det mindste ville være bevis på et planetsystem, stjernen blev testet for et overskud af infrarød stråling , men intet var fundet [23] . Xi Pegasus A 's rotationshastighed er næsten 7 gange solens og er lig med 12,67  km/s [8] , hvilket giver stjernens rotationsperiode på 7,4 dage.

Komponent B-egenskaber

Xi Pegasi B er en rød dværg af spektral type M3.5V [12] med en stjernemasse på 0.32  0.32 [13] . På grund af den lille afstand til stjernen kan dens radius måles direkte, og det første forsøg af denne art blev gjort i 1967 . Dens absolutte radius blev estimeret til 0,51  [26] , hvilket er typisk for røde dværge af M1V -spektralklassen , mens røde dværge af M3,5V- spektraltypen er mere typiske for en radius på 0,3  , det vil sige under direkte målinger radius blev overvurderet med to tredjedele. Baseret på teorien om stjernernes evolution skulle dens lysstyrke være lig med 0,01  . 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 0,31  AU. , altså cirka i den bane, hvor Merkur befinder sig i solsystemet , hvis kredsløbsradius er 0,39  AU. . Fra en sådan afstand ville Xi Pegasus B desuden ligne vores sol , som vi ser den fra Jorden - 0,51 ° ( den vinkeldiameter på vores sol  er 0,5 °) [c] .

Historien om studiet af stjernemangfoldighed

I 1925 opdagede D. Herschel , at Xi Pegasus er en dobbeltstjerne , det vil sige, at han opdagede AB-komponenten, og stjernerne blev inkluderet i katalogerne som HJ 301 [e] . Så i 1834 fastslog D. Herschel , at stjernen er tredobbelt , det vil sige, at han opdagede AC-komponenten. Ifølge Washington Catalog of Visual Binaries er parametrene for disse komponenter angivet i tabellen [2] [27] :

Ved at opsummere al information om stjernen kan vi sige, at stjernen Xi Pegasus har en ledsager (komponent AB), en stjerne af 12. størrelsesorden, placeret i en meget lille vinkelafstand , som den har ændret, bevæger sig i en elliptisk bane , over de sidste næsten 200 år, og han er bestemt en sand følgesvend.

I nærheden er en stjerne af 11. størrelsesorden (komponent AC), placeret i en vinkelafstand på 176,9  buesekunder , for hvilken katalognummeret er kendt - BPS CS 30332-0037 [28] . Stjernen har ikke parallakse , men dens egen bevægelse er kendt , hvilket er 2 størrelsesordener mindre end den rigtige bevægelse af Xi Pegasus-systemet, derfor kommer den højst sandsynligt ikke ind i Xi Pegasus-systemet, da den kun er en baggrundsstjerne liggende på synslinjen.

Stjernens umiddelbare omgivelser

De følgende stjernesystemer er inden for 20 lysår [29] fra stjernen Xi Pegasi (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):

Nær stjernen, i en afstand af 20 lysår , er der omkring 20 flere røde , orange dværge og gule dværge af spektralklassen G, K og M, samt 3 hvide dværge , der ikke var med på listen.

Noter

1. ↑ Afstand beregnet ud fra den givne parallakseværdi
2. ↑ Den absolutte stjernestørrelse beregnes ved formlen: , hvor er den tilsyneladende stjernestørrelse, er afstanden til objektet i pc , 10 pct .
3. ↑ 1 2 3 Vinkeldiameter (δ) beregnes ved hjælp af formlen: , hvor R S er stjernens radius, udtrykt i a. e .; d S er afstanden til stjernen, udtrykt i a. e.
4. ↑ I det 20. århundrede blev Xi Pegasi klassificeret som F6III-IV [2] [18] , hvilket indikerer, at stjernen blev klassificeret som en overgangsstjerne mellem en kæmpe og en subgigant
5. ↑ HJ - link til D. Herschels katalog , 301 - nummer i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Validering af den nye Hipparcos-reduktion , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6783570   
2. ↑ 1 2 3 4 x Pegasi  (engelsk)  (ikke tilgængeligt link) . Alcyone Bright Star-katalog . Hentet 31. december 2019. Arkiveret fra originalen 4. marts 2016.
3. ↑ Wilson, RE ( 1953 ) , General Catalogue of Stellar Radial Velocities , Carnegie Institute of Washington DC   
4. ↑ Huang , W.; Wallerstein, G. & Stone, M. ( 2012 ), Et katalog over Paschen-line-profiler i standardstjerner , Astronomy & Astrophysics T. 547: A62 , DOI 10.1051/0004-6361/201219804   
5. ↑ 1 2 3 4 Kozok, JR ( september 1985 ), Fotometriske observationer af emission af B-stjerner i den sydlige Mælkevej, Astronomy and Astrophysics Supplement Series bind 61: 387–405   
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 Ghezzi , L.; Cunha, K.; Smith, VV & de Araújo, FX ( 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 vol . 720(2): 1290-1302 , DOI 10.1088/0004-637X/720/2/1290   
7. ↑ 1 2 (Eng.) Gray, RO; Graham, PW & Hoyt, SR ( april 2001 ), The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Grundlæggende parametre for programstjerner og mikroturbulensens rolle , The Astronomical Journal bind 121 (4): 2159–2172 , DOI 10.1086/319957   
8. ↑ 1 2 Martínez- Arnáiz , R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( september 2010 ), Kromosfærisk aktivitet og rotation af FGK-stjerner i solens nærhed. Et estimat af den radiale hastighedsjitter , Astronomy and Astrophysics T. 520: A79, doi : 10.1051 / 0004-6361 /200913725 , < http://eprints.ucm.es/37826/1/david.montesdf2 September 2017 på Wayback Machine   
9. ↑ *ksi Peg -- Stjerne med høj propermotion , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ksi+Peg > . Hentet 9. december 2019. Arkiveret 31. december 2019 på Wayback Machine   
10. ↑ 1 2 3 * ksi Peg B -- High proper-motion Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=*+ ksi+Peg+ B&submit=submit+id > . Hentet 8. december 2019. Arkiveret 31. december 2019 på Wayback Machine   
11. ↑ 1 2 Rojas-Ayala , Bárbara; Covey, Kevin R.; Muirhead, Philip S. & Lloyd, James P. ( april 2012 ), Metallicitets- og temperaturindikatorer i M-Dwarf K-band Spectra: Testing New and Updated Calibrations with Observations of 133 Solar Neighborhood M Dwarfs , The Astrophysical Journal Vol . 748 (2): 93 , DOI 10.1088/0004-637X/748/2/93   
12. ↑ 1 2 Bidelman, WP ( oktober 1985 ), GP Kuipers spektralklassifikationer af stjerner i egen bevægelse , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 59: 197–227 , DOI 10.1086/191069   
13. ↑ 1 2 Tokovinin, Andrei ( april 2014 ), Fra binære til multipler. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs , The Astronomical Journal bind 147 (4): 14, 87 , DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87   
14. ↑ Grey R. O., Napier M. G., Winkler L. I. Den fysiske basis for lysstyrkeklassificering i de sene A-, F- og Early G-type stjerner. I. Præcise spektraltyper for 372 stjerner  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , 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-overflodsmønstre for sent-F-stjerner: en dybdegående analyse af  lithiumørkenen // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2018. - Vol. 614.—S. 55–55. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201732209 - arXiv:1803.05922
16. ↑ Held R. E. Overflod i den lokale region. II. F, G og K dværge og undergiganter  (engelsk) // Astron. J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2016. - Vol. 153, Iss. 1. - S. 21–21. — ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 - doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 - arXiv:1611.02897
17. ↑ 123 H.R. 8665. _ _ Katalog over Bright Stars . Hentet 31. december 2019. Arkiveret fra originalen 31. december 2019. (Russisk)
18. ↑ 1 2 3 4 Xi Pegasi  . Internet Stellar Database .
19. ↑ 1 2 3 Xi Pegasi (46 Pegasi)  Stjernefakta . Univers guide . Arkiveret fra originalen den 31. december 2019.
20. ↑ XI PEG (Xi Pegasi  ) . Jim Kaller, Stars . Hentet 31. december 2019. Arkiveret fra originalen 15. april 2021.
21. ↑ 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].   
22. ↑ Gould, Andrew & Chanamé, Julio ( februar 2004 ), New Hipparcos-based Parallaxes for 424 Faint Stars , The Astrophysical Journal Supplement Series vol . 150(2): 455–464 , DOI 10.1086/381147   
23. ↑ 1 2 Moro-Martín, A .; Marshall, JP; Kennedy, G. & Sibthorpe, B. ( marts 2015 ), Påvirker tilstedeværelsen af ​​planeter hyppigheden og egenskaberne af ekstrasolare Kuiper bælter? Resultater fra Herschel Debris and Dunes Surveys , The Astrophysical Journal T. 801 (2): 28, 143 , DOI 10.1088/0004-637X/801/2/143   
24. ↑ ER; McDonald Hearnshaw, JB The Wolf 630 moving group of stars  (engelsk)  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal. - Oxford University Press , 1983. - Vol. 204 . - s. 841-852 . - doi : 10.1093/mnras/204.3.841 . - .
25. ↑ CADARS katalogindgang : recno=10483  . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
26. ↑ CADARS katalogindgang: recno=  10484 . Katalog over stjernernes diametre (CADARS) .
27. ↑ HJ 301: Katalogindgang i Washington Double  Star . Hentet 31. december 2019. Arkiveret fra originalen 9. september 2021.
28. ↑ BPS CS 30332-0037 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401430032&Name=BPS%20CS%20303732&submit=00303732 > . Hentet 8. december 2019. Arkiveret 31. december 2019 på Wayback Machine   
29. ↑ Stjerner inden for 20 lysår fra Xi Pegasi:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Links

• Billede af Xi  Pegasus