В Пегасе
| Данные наблюдений Эпоха J2000.0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Пегас [ 1 ] |
| Прямое восхождение | 23 час 57 м 58.477 с [ 2 ] |
| Склонение | +15° 57′ 10.09″ [ 2 ] |
| Apparent magnitude (V) | 9.23 Мой Я: 10.07 Мин II: 9,73 [ 3 ] |
| Характеристики | |
| Эволюционный этап | главная последовательность [ 4 ] |
| Спектральный тип | Г2 В + Г2:В: [ 4 ] |
| B-V Индекс цвета | 0.648 ± 0.033 [ 1 ] |
| Тип переменной | W UМа [ 5 ] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | −28.5 ± 4.7 [ 3 ] км/с |
| Собственное движение (μ) | RA: 34,598 мс / год [ 2 ] декабрь: 17,389 мс / год [ 2 ] |
| Параллакс (р) | 5,4708 ± 0,0193 но [ 2 ] |
| Расстояние | 596 ± 2 св. лет (182,8 ± 0,6 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | 3.88 [ 1 ] |
| Орбита [ 4 ] | |
| Период (П) | 8,995 ч. |
| Эксцентриситет (е) | 0 (предполагается) |
| Наклон (я) | 76.1 [ 6 ] ° |
| Полуамплитуда (К 1 ) (начальный) | 77,6 ± 1,1 км/с |
| Полуамплитуда (К 2 ) (вторичный) | 246,5 ± 1,4 км/с |
| Подробности | |
| Начальный | |
| Масса | 1.224 ± 0.003 [ 7 ] M ☉ |
| Радиус | 1.149 ± 0.009 [ 7 ] R ☉ |
| Яркость | 1.29 [ 6 ] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4.32 [ 7 ] cgs |
| Температура | 5,860 [ 7 ] (полярный) К |
| вторичный | |
| Масса | 0.379 ± 0.002 [ 7 ] M ☉ |
| Радиус | 0.744 ± 0.002 [ 7 ] R ☉ |
| Яркость | 0.55 [ 6 ] L ☉ |
| Поверхностная гравитация (log g ) | 4.27 [ 7 ] cgs |
| Температура | 5,785 ± 7 [ 7 ] (полярный) К |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
U Пегаса — двойная звездная система в созвездии Пегаса , сокращенно U Пегаса. Пара образует затменно-двойную систему с совокупной пиковой видимой визуальной величиной 9,23. [ 3 ] который слишком слаб, чтобы его можно было увидеть невооруженным глазом. Во время первичного затмения магнитуда уменьшается до 10,07, а при вторичном затмении падает только до 9,73. [ 3 ] Эта система расположена на расстоянии примерно 596 световых лет от Солнца, согласно измерениям параллакса , но дрейфует ближе с лучевой скоростью около -28,5 км/с. [ 3 ]
Переменная в 1895 году . светимость этой системы была обнаружена С.К. Чандлером Он обнаружил, что она имеет непрерывно меняющуюся кривую блеска с периодом 5,192 часа . [ 9 ] Наблюдая звезду фотометрически , в 1898 г. Э. Пикеринг и О. Венделл определили более длительный период — 8,995 ч. [ 10 ] Х. Шепли опубликовал орбитальные измерения этой затменно-двойной системы в 1913 году, оценив их относительную светимость и радиусы. [ 11 ] Было установлено, что это переменная типа W Ursae Majoris . [ 12 ] а в 1945 году было показано, что орбитальный период меняется со временем. [ 13 ]
Характеристики
[ редактировать ]Это двухлинейная спектроскопическая двойная звездная система с орбитальным периодом 8,995 часов. [ 4 ] Их орбитальное расстояние составляет всего 2,533 R ☉ . [ 6 ] Наклонение . плоскости орбиты составляет угол 76,1° [ 6 ] к плоскости неба от Земли, поэтому видно, что компоненты затмевают друг друга во время движения по орбите. Более глубокое затмение происходит, когда более холодная вторичная звезда перекрывает главную звезду. Они принадлежат к подклассу W затменных переменных W UMa . [ 14 ]
Более крупный член этой системы — звезда главной последовательности G-типа со звездной классификацией G2 V. [ 4 ] Главный компонент имеет большую массу и радиус, чем Солнце, а вторичный компонент значительно меньше и менее массивен. [ 7 ] Пара находится в сверхконтакте примерно на 14,9%, что обеспечивает значительную передачу энергии между двумя звездами. [ 14 ] Как следствие, два компонента имеют схожие эффективные температуры и спектральные классы. Более холодный компонент демонстрирует значительный уровень активности звездных пятен , что приводит к аномальному изменению кривой блеска с течением времени. [ 14 ] Система имеет рентгеновскую светимость 1,449 . × 10 30 очень · с −1 . [ 15 ]
Долгосрочное изменение орбитального периода можно объяснить массопереносом между компонентами: [ 16 ] при этом материя течет от более массивной звезды к менее массивной. [ 7 ] Общее изменение периода указывает на то, что этот массоперенос происходит со средней скоростью (3,7 ± 0,3) × 10. −8 М ☉ · −1 . Периодичность скорости изменения позволяет предположить, что в системе может существовать третий орбитальный компонент с периодом 62 ± 3 года. Если это так, то она должна иметь массу не менее 0,32 ± 0,13 M ☉ , что достаточно, чтобы быть звездой. [ 17 ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б с Андерсон, Э.; Фрэнсис, Ч. (2012), «XHIP: расширенная компиляция гиппарков», Astronomy Letters , 38 (5): 331, arXiv : 1108.4971 , Bibcode : 2012AstL...38..331A , doi : 10.1134/S1063773712050015 , S2CID 119257644 .
- ^ Перейти обратно: а б с д Валленари, А.; и др. (сотрудничество Gaia) (2023). « Выпуск данных Gaia 3. Краткое описание содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 674 : А1. arXiv : 2208.00211 . Бибкод : 2023A&A...674A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202243940 . S2CID 244398875 . Запись Gaia DR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Гончаров, Г.А. (2006), «Пулковская подборка лучевых скоростей для 35495 звезд общей системы», Astronomy Letters , 32 (11): 759–771, arXiv : 1606.08053 , Bibcode : 2006AstL...32..759G , doi : 10.1134/S1063773706110065 , S2CID 119231169 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Лу, В. (ноябрь 1985 г.), «Новая спектроскопическая орбита системы W Большой Медведицы U Пегаса», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 97 : 1086–1091, Бибкод : 1985PASP...97.1086L , doi : .10.1086 /131667 , S2CID 122867676 .
- ^ Самус, Нью-Йорк; и др. (2017), «Общий каталог переменных звезд», Astronomy Reports , GCVS 5.1, 61 (1): 80–88, Bibcode : 2017ARep...61...80S , doi : 10.1134/S1063772917010085 , S2CID 255195566 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Латкович, Оливера; и др. (май 2021 г.), «Статистика 700 индивидуально изученных звезд W UMa», Серия приложений к астрофизическому журналу , 254 (1), ID. 10, arXiv : 2103.06693 , Bibcode : 2021ApJS..254...10L , doi : 10.3847/1538-4365/abeb23 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж Прибулла, Т.; Ванко, М. (апрель 2002 г.), «Фотоэлектрическая фотометрия затменно-контактных двойных систем: U Peg, YY CrB, OU Ser и EQ Tau», Материалы Астрономической обсерватории Скалнате Плесо , 32 (1): 79–98, Bibcode : 2002CoSka ..32...79П .
- ^ «U Peg» , SIMBAD , Страсбургский центр астрономических данных , получено 28 января 2024 г.
- ^ Чандлер, Южная Каролина (ноябрь 1895 г.), «О новой переменной особого характера, 8598 U Pegasi», Astronomical Journal , 15 (358): 181, Бибкод : 1895AJ.....15..181C , doi : 10.1086/102319 .
- ^ Пикеринг, ЕС ; Венделл, О.К. (февраль 1898 г.), «Переменная звезда U Пегаса», Astrophysical Journal , 7 : 141–145, Бибкод : 1898ApJ.....7..141P , doi : 10.1086/140447 .
- ^ Шепли, Х. (сентябрь 1913 г.), «Орбиты восьмидесяти семи затменных двойных систем — краткое изложение», Astrophysical Journal , 38 : 158–174, Бибкод : 1913ApJ....38..158S , doi : 10.1086/ 142018 .
- ^ Шилт, Дж. (июнь 1927 г.), «О ширине спектральных линий как следствие быстрого вращения звезд типа W Большой Медведицы», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 39 (229): 160, Bibcode : 1927ПАСП...39..160С , дои : 10.1086/123698 .
- ^ Ресиллас, Феликс; Джонс Вудворд, Эдит (март 1945 г.), «Исследование затменной двойной системы U Пегаса, BD +15°4915», Astronomical Journal , 51 : 101, Bibcode : 1945AJ.....51..101R , doi : 10.1086/ 105834 .
- ^ Перейти обратно: а б с Джурашевич Г.; и др. (март 2001 г.), «Фотометрическое исследование системы U Пегаса типа W UMa», Astronomy and Astroфизика , 367 (3): 840–847, Бибкод : 2001A&A...367..840D , doi : 10.1051/0004- 6361:20000493 .
- ^ Лю, Цзюньхуэй; и др. (июль 2022 г.), «Рентгеновское излучение контактных бинарных переменных в пределах 1 кпк», Astronomy & Astrophysicals , 663 , ID. A115, arXiv : 2205.13210 , Bibcode : 2022A&A...663A.115L , doi : 10.1051/0004-6361/202142963 .
- ^ Чжай, Ди-шэн; и др. ), «Новое фотометрическое исследование двойной системы U Пегаса», Acta Astronomica Sinica , 25 ( ) 1985 г. : 336–347 , 2 ( июнь 85) 90002-5 .
- ^ Твардовский, Д.Э.; и др. (2017), «Эффекты массопереноса и присутствия третьих компонентов в тесных двойных звездных системах», Одесские астрономические публикации , 30 : 135–139, arXiv : 1711.04831 , Bibcode : 2017OAP....30..135T , doi : 10.18524/1810-4215.2017.30.115463 .
Дальнейшее чтение
[ редактировать ]- Ваккаро, ТР; и др. (декабрь 2010 г.), Прша, Андрей; Зейда, Милослав (ред.), «Расстояние до U Пегаса по алгоритму DDE», Двоичные файлы - ключ к пониманию Вселенной. Материалы конференции, состоявшейся 8–12 июня 2009 г. в Брно, Чехия , вып. 435, Сан-Франциско: Тихоокеанское астрономическое общество, с. 89, arXiv : 0908.2137 , Bibcode : 2010ASPC..435...89В .
{{citation}}: CS1 maint: дата и год ( ссылка ) - Эдалат, Монтана; Тахери, М. (декабрь 2001 г.), «Фотометрические наблюдения и анализ кривой блеска U Пегаса», Astrophys and Space Science , 278 (4): 375–384, doi : 10.1023/A:1013195114799 , S2CID 118363795 .
- Мопоме, Л.; и др. (Октябрь 1991 г.), «Фотоэлектрические наблюдения звезд W UMa: U Пегаса и AB Андромеды», Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , 22 : 235, Бибкод : 1991RMxAA..22..235M .
- Чжай, Ди-Шэн; Чжан, Сяо-Ю (март 1989 г.), «Анализ изменений кривой блеска U Пегаса и активности звездных пятен», Китайская астрономия и астрофизика , 13 (1): 97–104, Бибкод : 1989ChA&A..13... 97Z , дои : 10.1016/0275-1062(89)90064-7 .
- Чжай, Ди-шэн; Лу, Вэнь-сянь (сентябрь 1988 г.), «Комбинированное решение кривой блеска и кривой скорости U пегаса», Acta Astronomica Sinica , 29 (3): 9–15, Бибкод : 1988ChA&A..12..223Z , doi : 10.1016/0275-1062(88)90051-3 .
- Чжай, Дишэн; и др. (1988), «Одновременное решение кривых блеска и скорости и вероятная активность звездных пятен для системы W Uma U Pegasi», Vistas in Astronomy , 31 (1): 349, Bibcode : 1988VA.....31..349Z , doi : 10.1016/0083-6656(88)90225-5 , С2КИД 122565520 .
- Лэнд, SJ; Грейнджер, Дж. Ф. (апрель 1986 г.), «Фотоэлектрическое исследование системы W-Медведицы U-Пегаса», Astrophys and Space Science 121 ( 1): 61–81, 1986Ap & SS : Бибкод , /BF00648263 , S2CID 120267326 .
- Чжай, Д.С.; и др. (Сентябрь 1984 г.), «Новое фотоэлектрическое исследование системы W UMa U Пегаса», Astronomy and Astrophysicals, Supplement Series , 57 : 487–494, Бибкод : 1984A&AS...57..487Z .
- Ровитис, П.; Ровитис-Ливаниу, Х. (октябрь 1982 г.), «Фотоэлектрические наблюдения затменной двойной системы U Пегаса», Astrophys and Space Science , 87 (1–2): 287–295, Бибкод : 1982Ap&SS..87..287R , doi : 10.1007/BF00648924 , S2CID 122296476 .
- Руссо, Г.; и др. (Февраль 1982 г.), «Определение параметров системы W UMa. II: TW Cet, S Ant, U Peg, ER Ori.», Астрономия и астрофизика, серия дополнений , 47 : 211–216, Бибкод : 1982A&AS ... 47 ..211Р .
- Ригтеринк, П.В. (май 1972 г.), «Новый анализ затменно-двойной системы U Пегаса», Astronomical Journal , 77 : 319–329, Бибкод : 1972AJ.....77..319R , doi : 10.1086/111286 .
- Биннендейк, Л. (март 1960 г.), «Вариация света и элементы орбиты U Пегаса», Astronomical Journal , 65 : 88–96, Бибкод : 1960AJ.....65...88B , doi : 10.1086/108194 .
- Хурухата, Масааки (август 1952 г.), «Явления вспышек в У Пегасе», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 64 (379): 200, Бибкод : 1952PASP...64..200H , doi : 10.1086/126463 , S2CID 122860173 .
- Лафара, Роберт (январь 1952 г.), «Фотоэлектрическое исследование U Пегаса в двух цветах», Astrophysical Journal , 115 : 14, Бибкод : 1952ApJ...115...14L , doi : 10.1086/145504 .
| Звезды |
| ||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||
| Звезда кластеры |
| ||||||||||||
| Туманности |
| ||||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||||
| |||||||||||||
| |||||||||||||
