Xi Pegasus

Xi Pegasus (ξ Pegasus, ksi Pegasi, ξ Pegasi , förkortat ksi Peg, ξ Peg ) är en dubbelstjärna i den norra stjärnbilden Pegasus , belägen sydväst om Stora Pegasus-torget . Xi Pegasus har en skenbar magnitud på +4,19 m [2] , och är enligt Bortl-skalan synlig för blotta ögat även på stadshimlen . 

Från mätningar av parallax som erhölls under Hipparcos- uppdraget [1] är det känt att stjärnan är omkring 53,2 ly  bort . år ( 16,30  st ) från jorden . Stjärnan observeras norr om 78 ° S. sh. , det vill säga det är synligt på nästan hela den bebodda jordens territorium , med undantag för polarområdena i Antarktis . Den bästa tiden för observation är september [17] .

Den genomsnittliga rymdhastigheten för Xi Pegasus har komponenter (U, V, W)=(3,92, −31,8, −27,0) [18] , vilket betyder U= 3,92  km/s (rör sig mot det galaktiska centrumet ), V= − 31,8  km/s (rör sig mot den galaktiska rotationen) och W= −27,0  km/s (rör sig mot den galaktiska sydpolen ). Xi Pegasus rör sig inte särskilt snabbt i förhållande till solen : dess radiella heliocentriska hastighet är nästan lika med −5  km/s [17] , vilket är 2 gånger mindre än hastigheten för de lokala stjärnorna på den galaktiska skivan , och det betyder också att stjärnan närmar sig solen. På himlen rör sig stjärnan mot sydost [19] .

Stjärnnamn

Xi Pegasi ( latiniserat Xi Pegasi ) är Bayers beteckning för  stjärnan 1603 [19] . Även om stjärnan har beteckningen ξ ( Xi  är den 14:e bokstaven i det grekiska alfabetet ), är stjärnan själv den 13:e ljusaste i stjärnbilden . 46 Pegasi ( latiniserad 46 Pegasi ) är Flamsteeds beteckning [19] .  

Enligt vissa källor [20] hade stjärnan sitt eget namn "Homam", som den delade med den ljusare tredje magnitudstjärnan Zeta Pegasus (och som ligger bara två grader sydväst om Xi Pegasus). Namnen på stjärnorna Xi Pegasus och Zeta Pegasus betydde "hjältens lyckliga stjärnor" (förmodligen hänvisar till Perseus som flyger på en Pegasus -häst ), namnet återstod i slutändan bara för Zeta Pegasus . Även om dessa stjärnor verkar vara nära på himlen, har de ingenting med varandra att göra: Zeta Pegasi är 204  ly bort. år .

Beteckningarna för de återstående komponenterna som Xi Pegasus A, B och C följer från konventionen som används av Washington Visual Double Star Catalog (WDS) för stjärnsystem , och antagen av International Astronomical Union (IAU) [21] .

Egenskaper för en dubbelstjärna

Xi Pegasi är ett brett par stjärnor: det kan ses genom ett teleskop att dessa är två stjärnor, vars ljusstyrka är + 4,195 m [5] och + 11,70 m [11] . Båda stjärnorna är åtskilda från varandra med ett vinkelavstånd på 11,4  " vid en positionsvinkel på 96,9° [22] . vilket motsvarar den halvstora axeln i omloppsbanan mellan följeslagarna på minst 192,3  AU [23] och perioden av rotation minst 2500  år (som jämförelse är Plutos omloppsradie 39,5  AU och omloppstiden är 247,9  år , det vill säga Xi Pegasus B är 5 gånger längre bort.) Tyvärr är de bästa parametrarna för omloppsbanan inte kända.

Om vi ​​tittar från sidan av Xi Pegasus A till Xi Pegasus B kommer vi att se en röd stjärna som lyser med en ljusstyrka på −9,51 m [18] , det vill säga med en ljusstyrka på 5 % av fullmånen . Å andra sidan, om vi tittar från sidan av Xi Pegasus B till Xi Pegasus A, så kommer vi att se en vit-gul stjärna som lyser med en ljusstyrka på −17,02 m [18] , det vill säga med en ljusstyrka på 51,5 månar i en fullmåne . Dessutom kommer stjärnans vinkelstorlek att vara -0,0052 ° [c] , det vill säga 97 gånger mindre än vår sol.

Xi Pegasus-systemets ålder är cirka 5,0 ± 0,5  miljarder år [6] , dvs. stjärnan Xi Pegasus A har redan nästan ingen tid kvar (< 1,0  miljarder år ) innan den överger kärnfusion i sin kärna och först kommer att förvandlas till en underjätte och sedan bli en röd jätte . Stjärnan tillhör tydligen den rörliga gruppen Wolf 630 [17] [24] stjärnor , som inkluderar minst 150 stjärnor med ungefär samma ålder ~ 5,0  miljarder år och ungefär samma radiella hastighet och ungefär samma egen rörelse .

Komponent A-egenskaper

Xi Pegasus A är en dvärg av spektraltyp F6V [7] [d] , vilket indikerar att vätet i stjärnans kärna fortfarande fungerar som ett kärnbränsle, det vill säga att stjärnan befinner sig i huvudsekvensen . Stjärnan utstrålar energi från sin yttre atmosfär vid en effektiv temperatur på cirka 6178  K [6] , vilket ger den den karakteristiska gul-vita färgen för en stjärna av spektraltyp F .

Massan av en stjärna är typisk för en dvärg och är 1,17  [6] . Men stjärnans radie är något stor. På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och ett sådant försök gjordes 1967 . Dess absoluta radie uppskattades till 1,3  [25] , vilket, som vi vet idag, var en och en halv gånger mindre än den verkliga diametern, som är 1,86  [6] . Ljusstyrkan hos en stjärna är också hög för en dvärg och är 4,5  [6] , men det är ganska normalt för en stjärna inducerad från övergångsstadiet till en underjätte ,. För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 2,1 AU  . e. , det vill säga ungefär i asteroidbältet , och mer specifikt till där asteroiden Pallas befinner sig, vars avstånd från solen är 2,13 AU  . e. Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Xi Pegasus A se 6% mindre ut än vår sol , som vi ser den från jorden - 0,47° [c] ( solens vinkeldiameter  är 0,5°).

Stjärnan har en ytgravitation på 3,97  CGS [6] eller 93,3 m/s 2 , det vill säga nästan tre gånger mindre än på solen ( 274,0 m/s 2 ), vilket tydligen kan förklaras av den stora ytan på stjärnan, med en liten massa. Planetbärande stjärnor tenderar att ha en högre metallicitet jämfört med solen, men Xi Pegasus A har ett metallicitetsvärde som är nästan hälften av solens : dess järnhalt i förhållande till väte är 53,7 % [6] , vilket tyder på att stjärnan kom från andra regioner av galaxen , där det fanns mindre metall, och föddes i ett molekylärt moln på grund av en mindre tät stjärnbefolkning och färre supernovor . Metallrika stjärnor är en grogrund för planeter, men Xi Pegasus A verkar inte ens ha en kvarvarande skiva som åtminstone skulle vara bevis på ett planetsystem, stjärnan testades för ett överskott av infraröd strålning , men ingenting var hittade [23] . Rotationshastigheten för Xi Pegasus A är nästan 7 gånger solens och är lika med 12,67  km/s [8] , vilket ger stjärnans rotationsperiod på 7,4 dagar.

Komponent B-egenskaper

Xi Pegasi B är en röd dvärg av spektraltyp M3.5V [12] med en stjärnmassa på 0.32  0.32 [13] . På grund av det lilla avståndet till stjärnan kan dess radie mätas direkt, och det första försöket av detta slag gjordes 1967 . Dess absoluta radie uppskattades till 0,51  [26] , vilket är typiskt för röda dvärgar av spektralklassen M1V , medan röda dvärgar av spektraltypen M3,5V är mer typiska för en radie på 0,3  , det vill säga vid direkta mätningar radien överskattades med två tredjedelar. Baserat på teorin om stjärnutveckling bör dess ljusstyrka vara lika med 0,01  . För att en planet som liknar vår jord ska ta emot ungefär samma mängd energi som den tar emot från solen måste den placeras på ett avstånd av 0,31  AU. , det vill säga ungefär i den omloppsbana där Merkurius befinner sig i solsystemet , vars omloppsradie är 0,39  AU. . Dessutom, från ett sådant avstånd, skulle Xi Pegasus B nästan se ut som vår sol , som vi ser den från jorden - 0,51° ( solens vinkeldiameter  är 0,5°) [c] .

Historia om studiet av stjärnmångfald

År 1925 upptäckte D. Herschel att Xi Pegasus är en dubbelstjärna , det vill säga han upptäckte AB-komponenten och stjärnorna inkluderades i katalogerna som HJ 301 [e] . Sedan, 1834, fastställde D. Herschel att stjärnan är trippel , det vill säga att han upptäckte AC-komponenten. Enligt Washington Catalogue of Visual Binaries , anges parametrarna för dessa komponenter i tabellen [2] [27] :

Om vi ​​sammanfattar all information om stjärnan kan vi säga att stjärnan Xi Pegasus har en följeslagare (komponent AB), en stjärna av 12:e magnitud, belägen på ett mycket litet vinkelavstånd , som den har ändrat, rör sig i en elliptisk bana , över de senaste nästan 200 åren och han är definitivt en sann följeslagare.

I närheten finns en stjärna av 11:e magnitud (komponent AC), belägen på ett vinkelavstånd av 176,9  bågsekunder , för vilket katalognumret är känt - BPS CS 30332-0037 [28] . Stjärnan har ingen parallax , men dess egen rörelse är känd , vilket är 2 storleksordningar mindre än den riktiga rörelsen för Xi Pegasus-systemet, därför kommer den troligen inte in i Xi Pegasus-systemet, eftersom den bara är en bakgrundsstjärna liggande på siktlinjen.

Stjärnans omedelbara miljö

Följande stjärnsystem ligger inom 20 ljusår [29] från stjärnan Xi Pegasi (endast den närmaste stjärnan, den ljusaste (<6,5 m ) och anmärkningsvärda stjärnor ingår). Deras spektraltyper visas mot bakgrunden av färgerna i dessa klasser (dessa färger är hämtade från namnen på spektraltyperna och motsvarar inte stjärnornas observerade färger):

Nära stjärnan, på ett avstånd av 20 ljusår , finns det cirka 20 fler röda , orangea dvärgar och gula dvärgar av spektralklassen G, K och M, samt 3 vita dvärgar som inte fanns med i listan.

Anteckningar

1. ↑ Avstånd beräknat från det givna parallaxvärdet
2. ↑ Stjärnans absoluta magnitud beräknas med formeln: , där är den skenbara stjärnstorleken, är avståndet till objektet i pc , 10 pc
3. ↑ 1 2 3 Vinkeldiameter (δ) beräknas med formeln: , där R S är stjärnans radie, uttryckt i a. e .; d S är avståndet till stjärnan, uttryckt i a. e.
4. ↑ På 1900-talet klassificerades Xi Pegasi som F6III-IV [2] [18] , vilket tyder på att stjärnan klassificerades som en övergångsstjärna mellan en jätte och en underjätte
5. ↑ HJ - länk till D. Herschels katalog , 301 - postnummer i hans katalog

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 van Leeuwen, F. ( 2007 ) , Validering av den nya Hipparcos-reduktionen , Astronomy and Astrophysics vol. 474 (2): 653–664 , DOI 10.1051/0004-6783570   
2. ↑ 1 2 3 4 x Pegasi  (engelska)  (inte tillgänglig länk) . Alcyone Bright Star-katalog . Hämtad 31 december 2019. Arkiverad från originalet 4 mars 2016.
3. ↑ Wilson, RE ( 1953 ) , General Catalogue of Stellar Radial Velocities , Carnegie Institute of Washington DC   
4. ↑ Huang , W.; Wallerstein, G. & Stone, M. ( 2012 ), En katalog över Paschen-linjeprofiler i standardstjärnor , Astronomy & Astrophysics T. 547: A62 , DOI 10.1051/0004-6361/201219804   
5. ↑ 1 2 3 4 Kozok, JR ( september 1985 ), Fotometriska observationer av emission av B-stjärnor i södra Vintergatan, Astronomy and Astrophysics Supplement Series vol. 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 Basic of Luminosity Classification in the late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence , The Astronomical Journal vol 121 (4): 2159–2172 , DOI 10.1086/319957   
8. ↑ 1 2 Martínez- Arnáiz , R.; Maldonado, J.; Montes, D. & Eiroa, C. ( September 2010 ), Kromosfärisk aktivitet och rotation av FGK-stjärnor i solens närhet. En uppskattning av det radiella hastighetsjitter , 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 -- Stjärna med hög properrörelse , Centre de Données astronomiques de Strasbourg , < http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=ksi+Peg > . Hämtad 9 december 2019. Arkiverad 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 > . Hämtad 8 december 2019. Arkiverad 31 december 2019 på Wayback Machine   
11. ↑ 1 2 Rojas-Ayala , Bárbara; Covey, Kevin R.; Muirhead, Philip S. & Lloyd, James P. ( april 2012 ), Metallicitets- och 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 spektralklassificeringar av stjärnor med egen rörelse , Astrophysical Journal Supplement Series Vol. 59: 197–227 , DOI 10.1086/191069   
13. ↑ 1 2 Tokovinin, Andrei ( april 2014 ), Från binärer till multiplar. II. Hierarchical Multiplicity of F and G Dwarfs , The Astronomical Journal vol 147 (4): 14, 87 , DOI 10.1088/0004-6256/147/4/87   
14. ↑ Grå R. O., Napier M. G., Winkler L. I. Den fysiska grunden för luminositetsklassificering i de sena A-, F- och Early G-Type-stjärnorna. I. Exakta spektraltyper för 372 stjärnor  // 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. Litiumöverflödsmönster för sent F-stjärnor: en djupgående analys av litiumöknen  // 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. ↑ Tur R. E. Överflöd i den lokala regionen. II. F, G och K dvärgar och underjättar  (engelska) // 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 över ljusa stjärnor . Hämtad 31 december 2019. Arkiverad från originalet 31 december 2019. (ryska)
18. ↑ 1 2 3 4 Xi Pegasi  . Internet Stellar Database .
19. ↑ 1 2 3 Xi Pegasi (46 Pegasi)  Stjärnfakta . Universum guide . Arkiverad från originalet den 31 december 2019.
20. ↑ XI PEG (Xi Pegasi  ) . Jim Kaller, Stars . Hämtad 31 december 2019. Arkiverad från originalet 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 namnkonventionen som används för flera stjärnsystem och extrasolära planeter, arΧiv : 1012.0707 [astro-ph.SR].   
22. ↑ Gould, Andrew & Chanamé, Julio ( februari 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. ( mars 2015 ), Påverkar närvaron av planeter frekvensen och egenskaperna hos extrasolära Kuiperbälten? Resultat från Herschel Debris and Dunes Surveys , The Astrophysical Journal T. 801 (2): 28, 143 , DOI 10.1088/0004-637X/801/2/143   
24. ↑ ÄR; McDonald Hearnshaw, JB The Wolf 630 rörlig grupp av stjärnor  (engelska)  // 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 katalogpost : recno=10483  . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
26. ↑ CADARS katalogpost: recno=  10484 . Katalog över stjärndiametrar (CADARS) .
27. ↑ HJ 301: Katalogposten i Washington Double  Star . Hämtad 31 december 2019. Arkiverad från originalet 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%203037&submit=00303732 > . Hämtad 8 december 2019. Arkiverad 31 december 2019 på Wayback Machine   
29. ↑ Stjärnor inom 20 ljusår från Xi Pegasi:  (eng.) . Internet Stellar Database .

Länkar

• Bild på Xi  Pegasus