Kappa Pegasus

Kappa Pegasus (κ Pegasus, Kappa Pegasi, κ Pegasi , lyhennetty Kap Peg, κ Peg ) on kolmoistähti Pegasuksen tähdistössä . Kappa Pegasuksen näennäinen tähtien magnitudi on +4,13 m [2] ja Bortlin asteikon mukaan se näkyy paljaalla silmällä jopa kaupungin taivaalla ( eng. City sky ).  

Hipparcos -matkan aikana tehtyjen parallaksimittausten perusteella tähden tiedetään olevan noin 112,9 ly  :n päässä . vuotta ( 34,6  kpl ) [4 ] Maasta . Tähti havaitaan pohjoispuolella 65 ° S. sh. eli se on näkyvissä lähes koko asutun maan alueella , lukuun ottamatta Etelämantereen subpolaarisia alueita . Paras aika havainnointiin on elokuu [12] .

Kappa Pegasus liikkuu hieman pienemmällä nopeudella suhteessa aurinkoon kuin muut tähdet: sen säteittäinen heliosentrinen nopeus on −8  km/s [12] , mikä on 20 % pienempi kuin Galaktisen kiekon paikallisten tähtien nopeus , ja se on myös tarkoittaa, että tähti lähestyy aurinkoa. Tähti liikkuu taivaan poikki koilliseen [13] .

Tähden nimi

Kappa Pegasi ( latinaksi Kappa Pegasi ) on Bayerin tähtimerkintä vuonna 1603 [13] . Vaikka tähdellä on nimi Kappa ( kreikkalaisten aakkosten 10. kirjain ), itse tähti on tähdistön 12. kirkkain . Tähdellä on myös Flamsteedin antama nimitys -10 Pegasi ( lat.  10 Pegasi ) [13] .

Kolminkertaisen tähden ominaisuudet

Kappa Pegasus on läheinen kolmoisjärjestelmä, jota voidaan tutkia spektrografeilla spektroskooppisena binäärinä ja kaukoputkella tavallisena kolmoistähtenä [6] . Ensimmäisessä likiarvossa teleskooppi näkee, että kyseessä on kaksi tähteä, joiden kirkkaus on +4,94 m (B) ja +5,04 m [14] (A). Kuitenkin komponentti B itsessään on, kuten spektrografisista tutkimuksista voidaan ymmärtää, spektroskooppinen binäärijärjestelmä , joka hajoaa komponenteiksi Ba ja Bb.

Molemmat komponentit on erotettu toisistaan ​​kulmaetäisyydellä 0,235  " , mikä vastaa kiertoradan puolipääakselia , vähintään 8,139  AU ja kierrosjaksoa, vähintään 11,7  vuotta [4] (vertailun vuoksi, säde Jupiterin kiertoradan pituus on 5,2 AU  ja kierrosaika on 11,86 vuotta  ) Järjestelmän epäkeskisyys on erittäin suuri ja on 0,318 [4] Tähdet joko hajaantuvat 15,6  AU :n etäisyydellä ja sitten lähentyvät etäisyydellä 8,1 AU  eli jos molemmat tähdet olisivat aurinkokunnassa , ne sijaitsivat Jupiterin ( 5,2  AU ) ja Uranuksen ( 19,22  AU ) kiertoradan välissä. Myös kiertoradan kaltevuus on erittäin suuri ja on 107,9 ° [4] , eli järjestelmä käytännössä "makaa kyljellään" ja lisäksi pyörii taaksepäin suuntautuvalla kiertoradalla Maasta katsottuna.

Molemmat tähdet luokitellaan eri lähteistä eri tavalla: joko spektrityypin F5V kääpiöiksi [ 3] , mikä osoittaa, että tähden ytimessä oleva vety toimii ydin "polttoaineena", eli tähti on pääsekvenssissä . silloin spektrityypin F5IV alijättiläisinä [4] eli vety tähden ytimessä on päättynyt ja vedyn "palaminen" ytimen kuoressa on alkanut, eli tähti on jo lähtenyt pääsarjan vaihe . Tähdet säteilevät energiaa ulkoilmakehästään samoissa tehollisissa lämpötiloissa, noin 6579 [7] , mikä antaa niille ominaisen valko-keltaisen värin spektrityypin F tähdelle . Niiden tehollisia lämpötiloja ja yksittäisten tähtien spektrityyppejä ei kuitenkaan vielä ymmärretä hyvin: Kappa Pegasus B voi olla yhtä kuuma kuin F2-tähti , mutta lämpötilamittaukset viittaavat siihen, että tähti on myös F5 [6] .

Keplerin kolmannen lain perusteella lasketut tähtien massat ovat 1,549  [4] (komponentti A), 1,662  [4] (komponentti Ba) ja 0,814  [4] (komponentti Bb). Pienen etäisyyden tähden tähtiin niiden säteet voidaan mitata suoraan, ja ensimmäinen tällainen yritys tehtiin vuonna 1922 . Tähden kulmakooksi arvioitiin sitten 1,4  mas , mikä tarkoittaa, että tällä etäisyydellä Kappa Pegasuksen absoluuttiseksi säteeksi arvioitiin 2,2 auringon sädettä [15] . Myöhemmissä mittauksissa tähden kulmakooksi arvioitiin sitten 0,67  mas , mikä tarkoittaa, että tällä etäisyydellä Kappa Pegasuksen absoluuttiseksi säteeksi arvioitiin 0,95 Auringon sädettä [16] , mikä on tietysti hyvin pieni 2000- luvun alajättiläisille tähdille. spektriluokka F tai jopa vanha kääpiö . Tähtien evoluutioteorian perusteella tähtien säteet voidaan kuitenkin arvioida seuraavasti: jättiläisen tai vanhan kääpiön säde on yleensä 2,4  [6] . Lisäksi molemmat tähdet loistavat kirkkaudella, joka on 1,5 kertaa kirkkaampi kuin aurinkomme : niiden kirkkaus on 1,5-1,6 riippuen  siitä, ovatko ne todellisia alajättiläisiä vai vanhoja kääpiöitä [6] . Jotta maapallomme kaltainen planeetta saisi suunnilleen saman määrän energiaa kuin se saa Auringosta, ne olisi asetettava 1,22 AU  :n etäisyydelle . e. Lisäksi tällaiselta etäisyydeltä katsottuna Kappa Pegasus -järjestelmän molemmat tähdet näyttäisivät 2 kertaa suuremmilta kuin aurinkomme , kuten näemme sen Maasta katsottuna - 1,04 ° [c] . ( Aurinkomme kulmahalkaisija on 0,5 °).

Komponentin B fysikaaliset ominaisuudet

Koska kaikki tähdet ovat syntyneet samaan aikaan samaan paikkaan, niillä on sama kemiallinen koostumus, ts. metallisuus . Tähtien, joilla on planeettoja, metallisuus on yleensä korkeampi kuin Auringon ja Kappa Pegasus B:n metallisuus on yli 2 kertaa pienempi kuin Auringossa : sen rautapitoisuus suhteessa vetyyn on 43 % [7] . Tähden pintapaino on 3,00  CGS [7] tai 10 m/s 2 eli lähes 27 kertaa pienempi kuin Auringossa ( 274,0 m/s 2 ), mikä ilmeisesti selittyy pienellä massalla suuri tähden halkaisija. Kappa Pegasus B pyörii nopeudella 35  km/s [8] eli 17,5 kertaa nopeammin kuin Auringon kierto , mikä antaa tähtien pyörimisjaksolle noin 3,57 päivää.

Komponenttien Ba ja Bb kiertorata

Keplerin lakeja soveltamalla saadaan järjestelmän kokonaismassaksi 4,025  . Kappa Pegasus B on kaksoistähti, jonka komponentit ovat vain muutaman sekunnin tuhannesosan päässä toisistaan. (Aikoinaan Kappa Pegasus A:ta pidettiin myös kaksoistähtenä, mutta tätä ei vahvistettu) [6] . Pienempi kuu (Kappa Pegasus Bb) kiertää kirkkaampaa Kappa Pegasus Ba:ta yllättävän lyhyellä jaksolla, vain 5,97 vuorokautta [4] , erittäin pienellä kiertoradalla 0,087  AU. [4] eli tähtien välinen etäisyys on neljäsosa Merkuriuksen ja Auringon välisestä etäisyydestä. Vähentämällä Kappa Pegasus Ba:n massa kokonaismäärästä saadaan satelliitin massa (Bb), joka on 0,814  [4] , mikä on tyypillistä spektrityypin K0 tai G8 oranssille kääpiölle [6] .

Kolminkertaisen tähden jatkokehitys

Koska Kappa Pegasus on jo päättämässä elämänsä pääsekvenssissä , järjestelmän ikä on melko suuri ja on noin 2,5  miljardia [6] . Kappa Pegasi B ja A kehittyvät heliumydinjättiläisiksi ja sitten hiiliydinpunaisiksi jättiläisiksi . Seuraukset Kappa Pegasus Baa kiertävälle kääpiölle olisivat vakavat, koska ne luultavasti vain sulautuisivat yhteen. Massan menetys yhdistettynä kaksoitähden toimintaan voi johtaa erittäin rakenteellisen planetaarisen sumun muodostumiseen ennen kuin jommastakummasta tai molemmista Kappa Pegasuksen komponenteista tulee valkoisia kääpiöitä [6] .

Tähtien moninaisuuden tutkimuksen historia

Vuonna 1828 V.Ya. Struve löysi yhden optisen binaarisen Kappa Pegasin (AB-C) komponenteista ja tähti sisällytettiin luetteloihin nimellä STF 2824 [d] . S. W. Burnham (komponentti AB) löysi kaksoitähden todellisen luonteen vuonna 1880 , ja tähti tuli tieteelliseen liikkeeseen nimellä BU 989 [e] . Vuoteen 1900 asti Kappa Pegasi piti "ennätystä" kaksoitähdena, jonka kiertoaika oli lyhin (11,6 vuotta), kunnes se korvattiin Delta Little Horse -tähdellä [17] , jonka kiertoaika oli 5,7 vuotta. Washington Catalog of Visual Binaries -julkaisun mukaan näiden komponenttien parametrit on annettu taulukossa [2] [14] :

Yhteenvetona kaikki tiedot tähdestä, voimme sanoa, että tähdellä Kappa Pegasus on viidennen magnitudin satelliitti, joka sijaitsee erittäin pienellä kulmaetäisyydellä , jonka se on säilyttänyt viimeiset lähes 200 vuotta, ja se on epäilemättä todellinen kumppani. Lähistöllä on komponentti "C" [18] (komponentti AB-C), 11. magnitudin tähti, joka sijaitsee vain kaukaa näkökentässä, parallaksin perusteella päätellen, 2093 ly  . vuotta . Itse tähti tunnetaan nimellä PLX 5251 [18] .

Muistiinpanot

Kommentit

1. ↑ Annetusta parallaksiarvosta laskettu etäisyys
2. ↑ 1 2 Absoluuttinen suuruus lasketaan kaavalla: , missä on näennäinen magnitudi, on etäisyys kohteeseen pc , 10 pc
3. ↑ Kulmahalkaisija (δ) lasketaan kaavalla: , jossa R S on tähden säde ilmaistuna a.u. ; d S on etäisyys tähdestä
4. ↑ STF - linkki V.Yan luetteloon. Struve , 2824 - luettelon numero
5. ↑ BU - linkki S. W. Burnhamin luetteloon , 989 - merkintänumero hänen luettelossaan

Lähteet

1. ↑ 1 2 3 4 Perryman, MAC et al. The HIPPARCOS Catalog  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1997. - huhtikuu ( nide 323 ). -P.L49- L52 . - .
2. ↑ 1 2 3 4 k  Pegasi . Alcyone Bright Star -luettelo . Haettu 2. marraskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 8. huhtikuuta 2016.
3. ↑ 1 2 3 4 5 * kap Peg – Spektroskooppinen binaari , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Peg > . Haettu 27. lokakuuta 2019. Arkistoitu 3. lokakuuta 2020 Wayback Machinessa   
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. VAIHEET Differentiaaliastrometria ja jodisolujen säteittäiset nopeudet κ Pegasi Triple Star -järjestelmässä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - tammikuu ( nide 636 , nro 2 ). - s. 1020-1032 . - doi : 10.1086/498209 . - . - arXiv : astro-ph/0509406 .
5. ↑ 12 Johnson , HL; Iriarte, B.; Mitchell, R.I.; Wisniewskj, WZ UBVRIJKL kirkkaiden tähtien fotometria  // Kuun ja planeetan laboratorion  viestintä : päiväkirja. - 1966. - Voi. 4 , ei. 99 . - .
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jim Kaler. KAPPA PEG (Kappa Pegasi).  (englanniksi)  (linkki ei ole käytettävissä) . Tähdet . Illinoisin yliopisto . Haettu 2. marraskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 4. marraskuuta 2016.
7. ↑ 1 2 3 4 5 Balachandran, Suchitra. Litiumin ehtyminen ja pyöriminen pääsarjan tähdissä  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1990. - 1. toukokuuta ( nide 354 ). - s. 310-332 . - doi : 10.1086/168691 . - .
8. ↑ 1 2 Bernacca, PL; Perinotto, M. Tähtien pyörimisnopeuksien luettelo  (englanniksi)  // Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago: Journal. - 1970. - Voi. 239 , nro. 1 . — .
9. ↑ Casagrande L. , Schönrich R., Asplund M. , Ramírez I., Meléndez J., Bensby T., Cassisi S. , Feltzing S. Uusia rajoituksia aurinkoalueen ja galaktisten kiekkojen kemiallisessa kehityksessä  .) // Astron. Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Voi. 530.-P. A138. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201016276 - arXiv:1103.4651
10. ↑ Balachandran S. Litiumin ehtyminen ja pyöriminen pääsarjan tähdissä  // Astrophys . J. / E. Vishniac - IOP Publishing , 1990. - Voi. 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 -päästöt nopeasti pyörivissä tähdissä  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2009. - Voi. 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 . Kirkkaiden tähtien luettelo . (Venäjän kieli)
13. ↑ 1 2 3 Jih (Kappa Pegasi, 10 Pegasi) Star  Facts . Universumin opas .
14. ↑ 1 2 BU 989 aad STF2824 : Washington Double Star -luettelomerkintä  . Haettu 2. marraskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 1. syyskuuta 2021.
15. ↑ CADARS-luettelomerkintä: recno=  10051 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
16. ↑ CADARS-luettelomerkintä: recno=  10052 . Tähtien halkaisijaluettelo (CADARS) .
17. ↑ William Joseph Hussey: δ Equulein kiertoradan kokeiluelementit, OΣ 535 . Julkaisussa : Julkaisut of the Astronomical Society of the Pacific . bd. 12, elokuuta. 76, 1900, s. 215–218. , doi: 10.1086/121393 . Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11.48 Jahre; Katso, 1895–1896: 11.45 Jahre).
18. ↑ 1 2 (englanniksi) PLX 5251 -- Star , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401498141&Name=PLX%205251&submit > . Haettu 27.10.2019.   

Linkit

• Kuva Kappa Pegasuksesta