Kappa Pegasus

Kappa Pegasus (κ Pegasus, Kappa Pegasi, κ Pegasi , abreviat Kap Peg, κ Peg ) este o stea triplă din constelația Pegasus . Kappa Pegasus are o magnitudine stelară aparentă de +4,13 m [2] , și, conform scalei Bortl , este vizibilă cu ochiul liber chiar și pe cerul orașului ( ing.  City sky ).

Din măsurătorile paralaxei efectuate în timpul misiunii Hipparcos , se știe că steaua se află la aproximativ 112,9  distanță . ani ( 34,6  buc ) [4] de la Pământ . Steaua este observată la nord de 65 ° S. SH. , adică este vizibil pe aproape întregul teritoriu al Pământului locuit , cu excepția regiunilor subpolare ale Antarcticii . Cel mai bun moment pentru observare este august [12] .

Kappa Pegasus se mișcă cu o viteză puțin mai mică față de Soare decât alte stele: viteza sa heliocentrică radială este de -8  km/s [12] , care este cu 20% mai mică decât viteza stelelor locale ale discului galactic și, de asemenea, înseamnă că steaua se apropie de Soare. Steaua se deplasează pe cer spre nord-est [13] .

Numele stelei

Kappa Pegasi ( în latinizat Kappa Pegasi ) este desemnarea lui Bayer pentru stea în 1603 [13] . Deși steaua are denumirea Kappa (a zecea literă a alfabetului grecesc ), steaua în sine este a 12-a cea mai strălucitoare din constelație. Steaua are și o desemnare dată de Flamsteed -10 Pegasi ( lat.  10 Pegasi ) [13] .

Proprietățile unei stele triple

Kappa Pegasus este un sistem triplu apropiat, care poate fi studiat de spectrografe ca o binară spectroscopică și de telescoape ca o stea triplă obișnuită [6] . În prima aproximare, telescopul poate vedea că acestea sunt două stele, a căror luminozitate este de +4,94 m (B) și +5,04 m [14] (A). Cu toate acestea, componenta B în sine este, după cum se poate înțelege din studiile spectrografice, un sistem binar spectroscopic , care se descompune în componentele Ba și Bb.

Ambele componente sunt separate una de cealaltă printr-o distanță unghiulară de 0,235  ” , ceea ce corespunde semiaxei majore a orbitei , cel puțin 8,139  UA și perioadei de revoluție, cel puțin 11,7  ani [4] (pentru comparație, raza a orbitei lui Jupiter este egală cu 5,2  UA și perioada de revoluție este de 11,86  ani ) Excentricitatea sistemului este foarte mare și se ridică la 0,318 [4] Stele fie diverg la o distanță de 15,6  UA , apoi converg la o distanță de 8,1 UA  , adică dacă ambele stele ar fi în sistemul solar , atunci ele ar fi situate între orbitele lui Jupiter ( 5,2  UA ) și orbitele lui Uranus ( 19,22  UA ) Înclinația orbitală este, de asemenea, foarte mare și este de 107,9 . ° [4] , adică sistemul practic „se întinde pe o parte” și, în plus, se rotește pe o orbită retrogradă , văzută de pe Pământ.

Ambele stele sunt clasificate diferit în diferite surse: fie ca pitici de tip spectral F5V [3] , ceea ce indică faptul că hidrogenul din miezul stelei servește drept „combustibil” nuclear, adică steaua se află pe secvența principală , apoi ca subgiganți de tip spectral F5IV [4] , adică hidrogenul din miezul stelei s-a încheiat și „arderea” hidrogenului din învelișul nucleului a început, adică steaua a părăsit deja etapa secvenței principale . Stelele radiază energie din atmosferele lor exterioare la aceleași temperaturi efective de aproximativ 6579 [7] , ceea ce le conferă culoarea alb-gălbuie caracteristică a unei stele de tip spectral F . Cu toate acestea, temperaturile lor efective și tipurile spectrale de stele individuale nu sunt încă bine înțelese: Kappa Pegasus B poate fi la fel de fierbinte ca o stea F2 , dar măsurătorile de temperatură sugerează că steaua este și F5 [6] .

Masele stelare calculate din a treia lege a lui Kepler sunt 1,549  [4] (componenta A), 1,662  [4] (componenta Ba) și 0,814  [4] (componenta Bb). Datorită distanței mici până la stele, razele lor pot fi măsurate direct, iar prima astfel de încercare a fost făcută în 1922 . Mărimea unghiulară a stelei a fost apoi estimată la 1,4  mas , ceea ce înseamnă că la această distanță raza absolută a lui Kappa Pegasus a fost estimată la 2,2 raze solare [15] . În măsurătorile ulterioare, dimensiunea unghiulară a stelei a fost apoi estimată la 0,67  mas , ceea ce înseamnă că la o asemenea distanță raza absolută a lui Kappa Pegasus a fost estimată la 0,95 raze solare [16] , ceea ce este desigur foarte mic pentru stelele subgigant de clasa spectrală F sau chiar un pitic bătrân . Cu toate acestea, pe baza teoriei evoluției stelare , razele stelelor pot fi estimate astfel: o pitică subgigant sau bătrână are de obicei o rază de 2,4  [6] . De asemenea, ambele stele strălucesc cu o strălucire de 1,5 ori mai strălucitoare decât Soarele nostru : luminozitatea lor este de 1,5-1,6 ,  în funcție de faptul că sunt adevărate subgiganți sau pitici bătrâni [6] . Pentru ca o planetă similară Pământului nostru să primească aproximativ aceeași cantitate de energie pe care o primește de la Soare, acestea ar trebui să fie plasate la o distanță de 1,22 UA  . e. Mai mult decât atât, de la o astfel de distanță, ambele stele ale sistemului Kappa Pegasus ar părea de 2 ori mai mari decât Soarele nostru , așa cum îl vedem de pe Pământ - 1,04 ° [c] . ( diametrul unghiular al Soarelui nostru este de 0,5°).

Proprietățile fizice ale componentei B

Deoarece toate stelele s-au născut în același timp în același loc, ele vor avea aceeași compoziție chimică, adică. metalicitatea . Stelele cu planete tind să aibă o metalicitate mai mare în comparație cu Soarele și Kappa Pegasus B are o valoare a metalicității de peste 2 ori mai mică decât la Soare : conținutul de fier în el în raport cu hidrogenul este de 43% [7] . Steaua are o gravitație la suprafață de 3,00  CGS [7] sau 10 m/s 2 , adică de aproape 27 de ori mai puțin decât pe Soare ( 274,0 m/s 2 ), ceea ce, aparent, poate fi explicat printr-o masă mică la un diametru mare de stea. Kappa Pegasus B se rotește cu o viteză de 35  km/s [8] , adică de 17,5 ori mai rapid decât rotația solară , ceea ce oferă o perioadă de rotație a stelei de aproximativ 3,57 zile.

Orbita componentelor Ba și Bb

Aplicarea legilor lui Kepler dă masa totală a sistemului 4.025  . Kappa Pegasus B este o stea dublă, componentele sale fiind la doar câteva miimi de secundă una dintre ele. (La un moment dat, Kappa Pegasus A era considerată și o stea dublă, dar acest lucru nu a fost confirmat) [6] . Luna mai mică (Kappa Pegasus Bb) orbitează în jurul mai strălucitoare Kappa Pegasus Ba cu o perioadă surprinzător de scurtă de numai 5,97 zile [4] , cu o rază orbitală foarte mică de 0,087  UA. [4] , adică distanța dintre stele este egală cu un sfert din distanța de la Mercur la Soare . Scăzând masa lui Kappa Pegasus Ba din total, se obține masa satelitului (Bb), care va fi egală cu 0,814  [4] , ceea ce este tipic pentru o pitică portocalie de tip spectral K0 sau G8 [6] .

Evoluția ulterioară a stelei triple

Deoarece Kappa Pegasus își încheie deja viața în secvența principală , vârsta sistemului este destul de mare și se ridică la ~ 2,5  miliarde [6] . Kappa Pegasi B și A vor evolua în giganți cu miez de heliu, iar apoi în giganți roșii cu miez de carbon . Consecințele pentru piticul care orbitează în jurul lui Kappa Pegasus Ba ar fi grave, deoarece probabil doar s-ar fuziona. Pierderea de masă, combinată cu acțiunea unei stele binare , ar putea duce la formarea unei nebuloase planetare foarte structurate , înainte ca una sau ambele componente ale Kappa Pegasus să devină pitice albe [6] .

Istoria studiului multiplicității stelelor

În 1828 V.Ya. Struve a descoperit una dintre componentele binarului optic Kappa Pegasi (AB-C), iar steaua a fost inclusă în cataloage ca STF 2824 [d] . Adevărata natură a unei stele binare a fost descoperită în 1880 de S. W. Burnham (componenta AB) și steaua a intrat în circulația științifică ca BU 989 [e] . Până în 1900, Kappa Pegasi a deținut „recordul” ca stea binară cu cea mai scurtă perioadă orbitală cunoscută (11,6 ani), până când a fost înlocuită de steaua Delta Little Horse [17] cu o perioadă orbitală de 5,7 ani. Conform Washington Catalog of Visual Binaries , parametrii acestor componente sunt dați în tabelul [2] [14] :

Rezumând toate informațiile despre stea, putem spune că steaua Kappa Pegasus are un satelit de magnitudinea a cincea, situat la o distanță unghiulară foarte mică , pe care l-a păstrat în ultimii aproape 200 de ani și este, fără îndoială, un adevărat însoțitor. În apropiere se află componenta „C” [18] (componenta AB-C), o stea de magnitudinea a 11-a care se află doar în linia vizuală la distanță, judecând după paralaxă, 2093 ly  . ani . Steaua în sine este cunoscută ca PLX 5251 [18] .

Note

Comentarii

1. ↑ Distanța calculată din valoarea paralaxei dată
2. ↑ 1 2 Mărimea absolută se calculează prin formula: , unde este mărimea aparentă, este distanța până la obiect în pc , 10 pc
3. ↑ Diametrul unghiular (δ) se calculează folosind formula: , unde R S este raza stelei, exprimată în a.u. ; d S este distanța până la stea
4. ↑ STF - link către catalogul V.Ya. Struve , 2824 - numărul de intrare în catalogul său
5. ↑ BU - link către catalogul lui S. W. Burnham , 989 - numărul de intrare în catalogul său

Surse

1. ↑ 1 2 3 4 Perryman, MAC et al. Catalogul HIPPARCOS  (engleză)  // Astronomie și Astrofizică  : jurnal. - 1997. - Aprilie ( vol. 323 ). -P.L49- L52 . - Cod biblic .
2. ↑ 1 2 3 4 k  Pegasi . Catalog Alcyone Bright Star . Preluat la 2 noiembrie 2019. Arhivat din original la 8 aprilie 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 > . Extras 27 octombrie 2019. Arhivat 3 octombrie 2020 la 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. FAZE Astrometria diferențială și vitezele radiale ale celulelor de iod ale sistemului κ Pegasi Triple Star  //  The Astrophysical Journal  : journal. - Editura IOP , 2006. - Ianuarie ( vol. 636 , nr. 2 ). - P. 1020-1032 . - doi : 10.1086/498209 . - Cod biblic . - arXiv : astro-ph/0509406 .
5. ↑ 12 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL fotometria stelelor strălucitoare  //  Comunicațiile Laboratorului Lunar și Planetar : jurnal. - 1966. - Vol. 4 , nr. 99 . - Cod biblic .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jim Kaler. KAPPA PEG (Kappa Pegasi).  (engleză)  (link inaccesibil) . Stele . Universitatea din Illinois . Consultat la 2 noiembrie 2019. Arhivat din original pe 4 noiembrie 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Balachandran, Suchitra. Epuizarea litiului și rotația stelelor din secvența principală  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 1990. - 1 mai ( vol. 354 ). - P. 310-332 . - doi : 10.1086/168691 . - Cod biblic .
8. ↑ 1 2 Bernacca, PL; Perinotto, M. A catalog of stellar rotational speeds  (english)  // Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago: journal. - 1970. - Vol. 239 , nr. 1 . — Cod biblic .
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 neighborhood and Galactic disc(s  ) .) // Astron. Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 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  // Astrophys . J. / E. Vishniac - Editura IOP , 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. Emisia Ca II HK în stele cu rotație rapidă  // Astron . Astrophys. / T. Forveille - Științe EDP , 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 . Catalogul Stelelor Luminoase . (Rusă)
13. ↑ 1 2 3 Jih (Kappa Pegasi, 10 Pegasi) Star  Facts . Ghidul Universului .
14. ↑ 1 2 BU 989 aad STF2824: intrare în catalogul Washington Double Star Catalog  . Preluat la 2 noiembrie 2019. Arhivat din original la 1 septembrie 2021.
15. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  10051 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
16. ↑ Intrare catalog CADARS: recno=  10052 . Catalogul diametrelor stelare (CADARS) .
17. ↑ William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535 . În: Publicațiile Societății Astronomice din Pacific . bd. 12, august. 76, 1900, p. 215–218. , doi:10.1086/121393 . Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; Vezi, 1895–1896: 11,45 Jahre).
18. ↑ 1 2 (engleză) PLX 5251 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401498141&Name=PLX%205251&submit=submit > . Preluat la 27 octombrie 2019.   

Link -uri

• Imagine a lui Kappa Pegasus