10 Пегаса

Кап­па Пега­са
Крат­ная звез­да
Pegasus constellation map ru lite.png
Red circle.svg
StarArrowUL.svg

Место звез­ды в созвез­дии ука­за­но стрел­кой и обве­де­но круж­ком

Наблю­да­тель­ные дан­ные
(Эпо­ха J2000.0)
Тип Трой­ная звез­да
Пря­мое вос­хож­де­ние 21ч 44м 38,73с[1]
Скло­не­ние +25° 38′ 42,13″[1]
Рас­сто­я­ние 112,9±0,7 св. года (34,6±0,2 пк)[a]
Види­мая звёзд­ная вели­чи­на (V) +4.13[2]
Созвез­дие Пегас
Аст­ро­мет­рия
Луче­вая ско­рость (Rv) −0,8 ± 0,2[3] км/c
Соб­ствен­ное дви­же­ние
 • пря­мое вос­хож­де­ние +46,66[1] mas в год
 • скло­не­ние +13,47[1] mas в год
Парал­лакс (π) 28.90 ± 0.18[4] mas
Абсо­лют­ная звёзд­ная вели­чи­на (V) +1,43[b]
Спек­траль­ные харак­те­ри­сти­ки
Спек­траль­ный класс F5V[3]
Пока­за­тель цве­та
 • B−V +0.44[5]
 • U−B +0.03[5]
Физи­че­ские харак­те­ри­сти­ки
Ради­ус 3,59 R☉
Воз­раст 2,5 млрд.[6] лет
Тем­пе­ра­ту­ра 6636 К[9]
Све­ти­мость 21,78 L☉
Метал­лич­ность −0,37[10]
Вра­ще­ние 42,3 км/с[11]
Эле­мен­ты орби­ты
Пери­од (P) 4227,05 ± 0,55 дн.[4] или 11,7 лет
Боль­шая полу­ось (a) 8,139 ± 0,062 а.е. или 0,235[4]″
Экс­цен­три­си­тет (e) 0,3180 ± 0,0015[4]
Накло­не­ние (i) 107,872 ± 0,028[4]°v
Узел (Ω) 109,140 ± 0,057[4]°
Эпо­ха пери­аст­ра (T) 2 452 398,0 ± 2,0[4]
Аргу­мент пери­цен­тра (ω) 304,14 ± 0,21[4]
Коды в ката­ло­гах

BU 989, STF2824
Ba Кап­па Пега­са, κ Пега­са, Kappa Pegasi, κ Pegasi, Kap Peg, κ Peg
Fl 10 Пега­са, 10 Pegasi, 10 Peg
BD +24 4463, CCDM J21446+2539AB, HD 206901, HIC 107354, HIP 107354, HR 8315, PPM 113505, SAO 89949, 2MASS J21443871+2538422, GC 30450, GCRV 13667, IDS 21401+2511, N30 4792, PLX 5250, TD1 28418, TYC 2193–2017‑1, UBV 18671, WDS J21446+2539AB[3]

Инфор­ма­ция в базах дан­ных
SIMBAD дан­ные
Звёзд­ная систе­ма
У звез­ды суще­ству­ет 3 ком­по­нен­та
Их пара­мет­ры пред­став­ле­ны ниже:
Источ­ни­ки: [3]
Логотип Викиданных Инфор­ма­ция в Вики­дан­ных 

?

Кап­па Пега­са (κ Пега­са, Kappa Pegasi, κ Pegasi, сокращ. Kap Peg, κ Peg) — трой­ная звез­да в созвез­дии Пега­са. Кап­па Пега­са име­ет види­мую звёзд­ную вели­чи­ну +4.13m[2], и, соглас­но шка­ле Борт­ля, вид­на нево­ору­жен­ным гла­зом даже на город­ском небе (англ. City sky).

Из изме­ре­ний парал­лак­са, полу­чен­ных во вре­мя мис­сии Hipparcos, извест­но, что звез­да уда­ле­на при­мер­но на 112,9 св. лет (34,6 пк) [4] от Зем­ли. Звез­да наблю­да­ет­ся север­нее 65° ю. ш., то есть, вид­на прак­ти­че­ски на всей тер­ри­то­рии оби­та­е­мой Зем­ли, за исклю­че­ни­ем при­по­ляр­ных обла­стей Антарк­ти­ды. Луч­шее вре­мя для наблю­де­ния — август[12].

Кап­па Пега­са дви­жет­ся с несколь­ко мень­шей ско­ро­стью отно­си­тель­но Солн­ца, чем осталь­ные звёз­ды: её ради­аль­ная гелио­цен­три­че­ская ско­рость: −8 км/с[12], что на 20 % мень­ше ско­ро­сти мест­ных звёзд Галак­ти­че­ско­го дис­ка, а так­же это зна­чит, что звез­да при­бли­жа­ет­ся к Солн­цу. Звез­да дви­жет­ся по небо­сво­ду на севе­ро-восток[13].

Имя звезды

Кап­па Пега­са (лати­ни­зи­ро­ван­ный вари­ант Kappa Pegasi) явля­ет­ся обо­зна­че­ни­ем Бай­е­ра, дан­ным им звез­де в 1603 году[13]. Хотя звез­да и име­ет обо­зна­че­ние Кап­па (10‑я бук­ва гре­че­ско­го алфа­ви­та), одна­ко сама звез­да — 12‑я по ярко­сти в созвез­дии. У звез­ды так­же есть обо­зна­че­ние, дан­ное Фле­мсти­дом —10 Пега­са (лат. 10 Pegasi)[13].

Свойства тройной звезды

Кап­па Пега­са — это близ­кая трой­ная систе­ма, , кото­рая может быть иссле­до­ва­на спек­тро­гра­фа­ми, как спек­траль­но-двой­ная звез­да и с помо­щью теле­ско­пов как обыч­ная трой­ная звез­да[6]. В пер­вом при­бли­же­нии, теле­скоп вид­но, что это две звез­ды, блеск кото­рых +4.94m (B) и +5.04m[14] (A). Одна­ко ком­по­нент B сам явля­ет­ся, как это мож­но понять из спек­тро­гра­фи­че­ских иссле­до­ва­ний, спек­траль­но-двой­ной систе­мой, рас­па­да­ясь на ком­по­нен­ты Ba и Bb.

Оба ком­по­нен­та отда­ле­ны друг от дру­га на угло­вое рас­сто­я­ние в 0,235 «, что соот­вет­ству­ет боль­шой полу­оси орби­ты, по край­ней мере, 8,139 а.е. и пери­о­ду обра­ще­ния, по край­ней мере, 11,7 лет[4] (для срав­не­ния ради­ус орби­ты Юпи­те­ра равен 5,2 а.е. и пери­од обра­ще­ния равен 11,86 лет). Экс­цен­три­си­тет систе­мы весь­ма велик и состав­ля­ет 0,318[4]. Звёз­ды, то рас­хо­дят­ся на рас­сто­я­ние 15,6 а.е., то схо­дят­ся на рас­сто­я­ние 8,1 а.е.. То есть если бы обе звез­ды нахо­ди­лись бы в Сол­неч­ной систе­ме, то они бы рас­по­ла­га­лись меж­ду орби­та­ми Юпи­те­ра (5,2 а.е.) и орби­та­ми Ура­на (19,22 а.е.). Накло­не­ние орби­ты тоже очень боль­шое и состав­ля­ет 107,9 °[4], то есть систе­ма прак­ти­че­ски «лежит на боку» и к тому же вра­ща­ет­ся по ретро­град­ной орби­те, как это видит­ся с Зем­ли.

Обе звез­да клас­си­фи­ци­ру­ет­ся в раз­лич­ных источ­ни­ках по-раз­но­му: то как кар­ли­ки спек­траль­но­го клас­са F5V[3], что ука­зы­ва­ет на то, что водо­род в ядре звез­ды слу­жит ядер­ным «топ­ли­вом», то есть звез­да нахо­дит­ся на глав­ной после­до­ва­тель­но­сти, то как суб­ги­ган­ты спек­траль­но­го клас­са F5IV[4], то есть водо­род в ядре звез­ды закон­чил­ся и нача­лось «горе­ние» водо­ро­да в обо­лоч­ке ядра, то есть звез­да но уже сошла со ста­дии глав­ной после­до­ва­тель­но­сти. Звез­ды излу­ча­ют энер­гию со сво­ей внеш­ней атмо­сфе­ры при оди­на­ко­вых эффек­тив­ных тем­пе­ра­ту­рах око­ло 6579[7], что при­да­ёт им харак­тер­ный бело-жёл­тый цвет звез­ды спек­траль­но­го клас­са F. Одна­ко, их эффек­тив­ные тем­пе­ра­ту­ры и спек­траль­ные клас­сы отдель­ных звёзд всё-таки не совсем понят­ны: Кап­па Пега­са B может быть такой же горя­чей, как и звез­да спек­траль­но­го клас­са F2, но тем­пе­ра­тур­ные изме­ре­ния пред­по­ла­га­ют, что звез­да отно­сит­ся и спек­траль­но­му клас­су F5[6].

Мас­сы звёзд, рас­счи­тан­ные из тре­тье­го зако­на Кепле­ра, состав­ля­ют 1,549 





M

⨀




{displaystyle M_{igodot }}

[4] (ком­по­нент A), 1,662 





M

⨀




{displaystyle M_{igodot }}

[4] (ком­по­нент Ba) и 0,814 





M

⨀




{displaystyle M_{igodot }}

[4] (ком­по­нент Bb). В свя­зи с неболь­шим рас­сто­я­ни­ем до звёзд их ради­у­сы могут быть изме­ре­ны непо­сред­ствен­но и пер­вая такая попыт­ка была сде­ла­на в 1922 году. Угло­вой раз­мер звез­ды тогда был оце­нён в 1,4 mas, а это зна­чит, что на таком рас­сто­я­нии абсо­лют­ный ради­ус Кап­па Пега­са был оце­нён в 2,2 ради­у­са Солн­ца[15]. При после­ду­ю­щих изме­ре­ни­ях угло­вой раз­мер звез­ды тогда был оце­нён в 0,67 mas, а это зна­чит, что на таком рас­сто­я­нии абсо­лют­ный ради­ус Кап­па Пега­са был оце­нён в 0,95 ради­у­са Солн­ца [16], что конеч­но очень мало для звезд суб­ги­ган­та спек­траль­но­го клас­са F или даже ста­ро­го кар­ли­ка. Одна­ко, исхо­дя из тео­рии звёзд­ной эво­лю­ции, ради­у­сы звёзд мож­но оце­нить сле­ду­ю­щим обра­зом: у суб­ги­ган­та или ста­ро­го кар­ли­ка ради­ус обыч­но равен 2,4 





R

⨀




{displaystyle R_{igodot }}

[6]. Так­же обе звез­ды све­тят я ярко­стью в 1,5 раза ярче наше­го Солн­ца: их све­ти­мость состав­ля­ет 1,5-1,6 





L

⨀




{displaystyle L_{igodot }}

в зави­си­мо­сти от того, явля­ют­ся ли они насто­я­щи­ми суб­ги­ган­та­ми или ста­ры­ми кар­ли­ка­ми[6]. Для того, что­бы пла­не­та, ана­ло­гич­ная нашей Зем­ле, полу­ча­ла при­мер­но столь­ко же энер­гии, сколь­ко она полу­ча­ет от Солн­ца, их надо было бы поме­стить на рас­сто­я­нии 1,22 а. е. При­чём с тако­го рас­сто­я­ния обе звез­ды систе­мы Кап­па Пега­са выгля­де­ли бы в 2 раза боль­ше наше­го Солн­ца, каким мы его видим с Зем­ли — 1,04°[c]. (угло­вой диа­метр наше­го Солн­ца — 0,5°).

Физические свойства компонента B

Посколь­ку все звёз­ды роди­лись в одно и то же вре­мя в одном т том же месте, то у них будет оди­на­ко­вый хими­че­ский состав, т.е. метал­лич­ность. Звез­ды, име­ю­щие пла­не­ты, име­ют тен­ден­цию иметь боль­шую метал­лич­ность по срав­не­нию Солн­цем и Кап­па Пега­са B име­ет зна­че­ние метал­лич­но­сти более чем в 2 раза мень­ше, чем на Солн­це: содер­жа­ние желе­за в ней отно­си­тель­но водо­ро­да состав­ля­ет 43%[7]. Звез­да име­ет поверх­ност­ную гра­ви­та­цию 3,00 СГС[7] или 10 м/с2, то есть прак­ти­че­ски в 27 раз мень­ше, чем на Солн­це (274,0 м/с2), что по-види­мо­му, может объ­яс­нять­ся малой мас­сой при боль­шом диа­мет­ре звез­ды. Кап­па Пега­са B вра­ща­ет­ся со ско­ро­стью 35 км/с[8], то есть в 17,5 раз быст­рее сол­неч­но­го вра­ще­ния, что даёт пери­од вра­ще­ния звез­ды поряд­ка 3,57дня.

Орбита компонентов Ba и Bb

Пара­мет­ры орби­ты Кап­па Пега­са B [4]
Пара­метрЗна­че­ние
Пери­одP5,9714971 ± 0,0000013 д.
Боль­шая полу­осьa0,08715 ± 0,00090 а.е.
Экс­цен­три­си­тетe0,0073 ± 0,0013
Накло­не­ниеi124,9 ± 3,7 °
УзелΩ359,1 ± 5,9 °
Эпо­ха пери­аст­раT2 452 402,225 ± 0,097
Аргу­мент пери­цен­траω359,1 ± 5,9

При­ме­не­ние зако­нов Кепле­ра дает пол­ную мас­су систе­ме 4,025 





M

⨀




{displaystyle M_{igodot }}

. Кап­па Пега­са B явля­ет­ся двой­ной звез­дой, его ком­по­нен­ты нахо­дят­ся все­го в несколь­ких тысяч­ных секун­ды друг от дру­га. (В свое вре­мя Кап­па Пега­са А так­же счи­та­ли двой­ной звез­дой, но, это не под­твер­ди­лось)[6]. Мень­ший спут­ник (Кап­па Пега­са Bb) вра­ща­ет­ся вокруг более яркой Кап­па Пега­са Ба с уди­ви­тель­но корот­ким пери­о­дом, все­го 5,97 дня[4], ради­ус орби­ты очень малень­кий и состав­ля­ет 0,087 а.е.[4], то есть звёз­ды раз­де­ля­ет рас­сто­я­ние рав­ное чет­вер­ти рас­сто­я­ния от Мер­ку­рия до Солн­ца.
Вычи­тая мас­су Кап­па Пега­са Ba из обще­го коли­че­ства мож­но полу­чить мас­су для спут­ни­ка (Bb), кото­рая будет рав­на 0,814 





M

⨀




{displaystyle M_{igodot }}

[4], кото­рая харак­тер­на для оран­же­во­го кар­ли­ка спек­траль­но­го клас­са K0 или G8[6].

Дальнейшая эволюция тройной звезды

Посколь­ку Кап­па Пега­са уже закан­чи­ва­ет свою жизнь на глав­ной после­до­ва­тель­но­сти, то воз­раст систе­мы доволь­но боль­шой и состав­ля­ет ~2,5 млрд.[6]. Кап­па Пега­са В и А пре­вра­тят­ся в гиган­тов с ядра­ми из гелия, а затем в крас­ных гиган­тов с угле­род­ны­ми ядра­ми. Послед­ствия для кар­ли­ка, кото­рый вра­ща­ет­ся вокруг Кап­па Пега­са Вa, будут серьез­ны­ми, так как они, веро­ят­но, про­сто сольют­ся. Поте­ря мас­сы в соче­та­нии с дей­стви­ем двой­ной звез­ды может при­ве­сти к обра­зо­ва­нию высо­ко­струк­ту­ри­ро­ван­ной пла­не­тар­ной туман­но­сти, преж­де чем один или оба ком­по­нен­та Кап­пы Пега­са пре­вра­тят­ся в белых кар­ли­ков[6].

История изучения кратности звезды

В 1828 году В.Я. Стру­ве открыл один из ком­по­нен­тов опти­че­ски двой­ной звез­ды Кап­па Пега­са (AB‑C) и звез­да вошла в ката­ло­ги как STF 2824[d]. Истин­ную при­ро­ду двой­ной звез­ды открыл в 1880 году Ш. У. Бёр­н­хем (ком­по­нент AB) и звез­да вошла в науч­ный обо­рот как BU 989[e]. До 1900 года Кап­па Пега­са была «рекорд­сме­ном» как двой­ная звез­да с самым корот­ким извест­ным орби­таль­ным пери­о­дом (11,6 года), пока её не заме­ни­ла звез­да Дель­та Мало­го Коня[17] с орби­таль­ным пери­о­дом (5,7 года). Соглас­но Вашинг­тон­ско­му ката­ло­гу визу­аль­но-двой­ных звёзд, пара­мет­ры этих ком­по­нен­тов при­ве­де­ны в таб­ли­це[2][14]:

Ком­по­нентГодКоли­че­ство изме­ре­нийПози­ци­он­ный уголУгло­вое рас­сто­я­ниеВиди­мая звёзд­ная вели­чи­на 1 ком­по­нен­таВиди­мая звёзд­ная вели­чи­на 2 ком­по­нен­та
AB1880436——4.94m5.04m
AB‑C182891307°9.5″4.13m10.80m
1831308°11″
1983291°14.2″
2004288°14.5″

Обоб­щая все све­де­ния о звез­де, мож­но ска­зать, что у звез­ды Кап­па Пега­са есть спут­ник пятой вели­чи­ны, нахо­дя­щий­ся на очень малом угло­вом рас­сто­я­нии, кото­рое он сохра­ня­ет в тече­ние послед­них почти 200 лет и он, несо­мнен­но, насто­я­щий ком­па­ньон. Рядом нахо­дит­ся ком­по­нент «C»[18] (ком­по­нент AB‑C), звез­да 11‑й вели­чи­ны, кото­рая про­сто лежит на линии пря­мой види­мо­сти на рас­сто­я­нии, судя по парал­лак­су, 2093 св. лет. Сама звез­да извест­на под име­нем PLX 5251[18].

Примечания

Комментарии

  1. ↑ Рас­сто­я­ние рас­счи­та­но по при­ве­дён­но­му зна­че­нию парал­лак­са
  2. ↑ 1 2 Абсо­лют­ная звёзд­ная вели­чи­на вычис­ля­ет­ся по фор­му­ле:: , где — види­мая звёзд­ная вели­чи­на, — рас­сто­я­ние до объ­ек­та в пк, 10 пк
  3. ↑ Угло­вой диа­метр (δ) вычис­ля­ет­ся по фор­му­ле:
    , где RS — ради­ус звез­ды, выра­жен­ный в а.е.; dS — рас­сто­я­ние до звез­ды

  4. ↑ STF — ссыл­ка на ката­лог В.Я. Стру­ве, 2824 — номер запи­си в его ката­ло­ге
  5. ↑ BU — ссыл­ка на ката­лог Ш. У. Бёр­н­хе­ма, 989 — номер запи­си в его ката­ло­ге

Источники

  1. ↑ 1 2 3 4 Perryman, M. A. C. et al. The HIPPARCOS Catalogue (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1997. — April (vol. 323). — P. L49—L52. — Bibcode: 1997A&A…323L..49P.
  2. ↑ 1 2 3 4 k Pegasi (англ.). Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обра­ще­ния: 2 нояб­ря 2019. Архи­ви­ро­ва­но 8 апре­ля 2016 года.
  3. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) * kap Peg — Spectroscopic binary, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u‑strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=kap+Peg>. Про­ве­ре­но 27 октяб­ря 2019.  Архив­ная копия от 3 октяб­ря 2020 на 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. PHASES Differential Astrometry and Iodine Cell Radial Velocities of the κ Pegasi Triple Star System (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — January (vol. 636, no. 2). — P. 1020—1032. — doi:10.1086/498209. — Bibcode: 2006ApJ…636.1020M. — arXiv:astro-ph/0509406.
  5. ↑ 1 2 Johnson, H. L.; Iriarte, B.; Mitchell, R. I.; Wisniewskj, W. Z. UBVRIJKL photometry of the bright stars (англ.) // Communications of the Lunar and Planetary Laboratory  (англ.) (рус. : journal. — 1966. — Vol. 4, no. 99. — Bibcode: 1966CoLPL…4…99J.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Jim Kaler. KAPPA PEG (Kappa Pegasi). (англ.). Stars. University of Illinois. Дата обра­ще­ния: 2 нояб­ря 2019. Архи­ви­ро­ва­но из ори­ги­на­ла 4 нояб­ря 2016 года.
  7. ↑ 1 2 3 4 5 Balachandran, Suchitra. Lithium depletion and rotation in main-sequence stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1990. — 1 May (vol. 354). — P. 310—332. — doi:10.1086/168691. — Bibcode: 1990ApJ…354..310B.
  8. ↑ 1 2 Bernacca, P. L.; Perinotto, M. A catalogue of stellar rotational velocities (англ.) // Contributi Osservatorio Astronomico di Padova in Asiago : journal. — 1970. — Vol. 239, no. 1. — Bibcode: 1970CoAsi.239.…1B.
  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 neighbourhood and Galactic disc(s) (англ.) // Astron. Astrophys. / 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. Lithium depletion and rotation in main-sequence stars (англ.) // Astrophys. J. / E. Vishniac — IOP Publishing, 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. Ca II HK emission in rapidly rotating stars (англ.) // Astron. Astrophys. / 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. ↑ 1 2 HR 8315. Ката­лог ярких звезд.
  13. ↑ 1 2 3 Jih (Kappa Pegasi, 10 Pegasi) Star Facts (англ.). Universe Guide.
  14. ↑ 1 2 BU 989 aad STF2824: Washington Double Star Catalog catalog entry (англ.). Дата обра­ще­ния: 2 нояб­ря 2019. Архи­ви­ро­ва­но 1 сен­тяб­ря 2021 года.
  15. ↑ CADARS catalog entry: recno=10051 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  16. ↑ CADARS catalog entry: recno=10052 (англ.). Catalogue of Stellar Diameters (CADARS).
  17. ↑ William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 12, Ausg. 76, 1900, S. 215–218. Bibcode: 1900PASP…12..215H, doi:10.1086/121393. Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; See, 1895–1896: 11,45 Jahre).
  18. ↑ 1 2  (англ.) PLX 5251 — Star, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, <http://simbad.u‑strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=%401498141&Name=PLX%205251&submit=submit>. Про­ве­ре­но 27 октяб­ря 2019. 

Ссылки


Источ­ник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Каппа_Пегаса&oldid=123742748
[btn-action]
[wp-post-stars]

Похожее ...

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Учи русский с сайтом "РЯ"
- время проведешь не зря!

Recent Comments

Нет комментариев для просмотра.

Поиск