Гамма Пегаса
  | |
| Данные наблюдений Эпоха J2000 Равноденствие J2000 | |
|---|---|
| Созвездие | Пегас |
| Прямое восхождение | 00 час 13 м 14.15123 с [1] |
| Склонение | +15° 11′ 00.9368″ [1] |
| Apparent magnitude (V) | от +2,78 до 2,89 [2] |
| Характеристики | |
| Спектральный тип | Б2 IV [3] |
| U-B Индекс цвета | −0.85 [4] |
| B-V Индекс цвета | −0.23 [4] |
| Тип переменной | б Кеп [5] |
| Астрометрия | |
| Радиальная скорость (R v ) | +4.1 [6] км/с |
| Собственное движение (μ) | РА: +1,98 мс / год [1] Декабрь: –9,28 мс / год [1] |
| Параллакс (р) | 6,9474±0,4293 но [7] |
| Расстояние | 470 ± 30 св. (144 ± 9 шт .) |
| Абсолютная величина ( МВ ) | −2.64 [8] |
| Подробности | |
| Масса | 8.9 ± 0.1 [3] M ☉ |
| Радиус | 4.80 ± 0.39 [9] R ☉ |
| Яркость | 5,840 [10] L ☉ |
| Поверхностная сила тяжести (log g ) | 3.98 ± 0.06 [9] cgs |
| Температура | 21,179 ± 237 [9] К |
| Металличность [Fe/H] | −0.34 [11] ловкость |
| Скорость вращения ( v sin i ) | 0 [12] км/с |
| Возраст | 18.7 ± 3.2 [3] Мир |
| Другие обозначения | |
| Ссылки на базы данных | |
| СИМБАД | данные |
Гамма Пегаса — звезда в созвездии Пегаса как , расположенная в юго-восточном углу астеризма, известного Большой Квадрат. Он имеет формальное название Альгениб / æ l ˈ dʒ iː n ɪ b / ; [14] [15] Обозначение Байера Gamma Pegasi латинизировано от γ Pegasi и сокращенно Gamma Peg или γ Peg . Средняя видимая визуальная величина +2,84. [4] делает ее четвертой по яркости звездой в созвездии. Расстояние до этой звезды было измерено с использованием метода параллакса , что дало значение примерно 470 световых лет (144 парсека ).
Номенклатура
[ редактировать ]Гамма Пегаса звезды — это обозначение по Байеру . Хотя у него также было традиционное имя Альгениб , это имя также использовалось для Альфа Персея . В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN). [16] каталогизировать и стандартизировать имена собственные для звезд. Первый бюллетень WGSN за июль 2016 г. [17] включена таблица первых двух групп имен, одобренных WGSN; в состав которой входил Альгениб для этой звезды (Альфа Персея получила имя Мирфак ).
Астеризм γ Пегаса и α Андромеды в индуистской астрономии называется Уттара Бхадрапада (Уттарбхадрапада) или Уттритати. Это накшатра. 26-я На китайском языке 壁 宿 ( Bìxiù ), означающее стену (астеризм), относится к астеризму, состоящему из γ Пегаса и α Андромеды . [18] Следовательно, китайское название самого γ Пегаса — 壁宿一 ( Bìxiù yī , англ.: Первая Звезда Стены ). [19]
Характеристики
[ редактировать ]
В 1911 году американский астроном Кейвин Бернс обнаружил, что лучевая скорость Гаммы Пегаса незначительно меняется. Это было подтверждено в 1953 году американским астрономом Д. Гарольдом Макнамарой , который определил ее как переменную Бета Цефеи . [5] (В то время он фактически идентифицировал ее как звезду Бета Большого Пса , которая впоследствии была обозначена как переменная Бета Цефея.) [21] Он имеет период радиальных пульсаций 0,15175 дней (3,642 часа), но также демонстрирует поведение медленно пульсирующей звезды B (SPB) с тремя дополнительными пульсационными частотами. [5] Следовательно, его называют гибридным пульсатором . [22] Его величина варьируется от +2,78 до +2,89 в течение каждого цикла пульсации. [2]
Это большая звезда, имеющая почти девять [3] раз больше массы Солнца и почти в пять раз [9] раз радиус Солнца . Звездная классификация B2 IV [3] предполагает, что это звезда-субгигант , которая истощает водород в своем ядре и находится в процессе эволюции от главной последовательности . Либо он вращается очень медленно, без измеримой скорости вращения , либо его рассматривают почти с полюса. [12] Гамма Пегаса имеет общую светимость в 5840 раз больше солнечной. [10] который излучается из его внешней атмосферы при эффективной температуре более 21 000 К. [9] При этой температуре звезда светится сине-белым оттенком. [23]
Звезда имеет слабое магнитное поле (от -10 Гс до 30 Гс, [24] верхняя граница напряженности диполярного магнитного поля около 40 Гс. [25] ).
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с ван Леувен, Ф. (ноябрь 2007 г.), «Подтверждение новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysicals , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V , doi : 10.1051 /0004-6361:20078357 , S2CID 18759600
- ^ Jump up to: а б Самус, Нью-Йорк; и др. (2017). «Общий каталог переменных звезд». Астрономические отчеты . 5.1. 61 (1): 80–88. Бибкод : 2017ARep...61...80S . дои : 10.1134/S1063772917010085 . S2CID 125853869 .
- ^ Jump up to: а б с д и Тецлафф, Н.; Нойхойзер, Р.; Холе, М.М. (январь 2011 г.), «Каталог молодых беглых звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode : 2011MNRAS.410 ..190T , doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID 118629873
- ^ Jump up to: а б с Кроуфорд, ДЛ; Барнс, СП; Голсон, Дж. К. (1971), «Четырехцветная, H-бета-фотометрия и UBV-фотометрия ярких звезд B-типа в северном полушарии», The Astronomical Journal , 76 : 1058, Bibcode : 1971AJ.....76.1058C , дои : 10.1086/111220
- ^ Jump up to: а б с Вальчак, П.; Дашиньска-Дашкевич, Дж. (декабрь 2010 г.), «Комплексная астеросейсмология гибридного пульсатора B-типа γ Пегаса: тест звездной непрозрачности», Astronomische Nachrichten , 331 (9/10): 1057–1060, arXiv : 1004.2366 , Bibcode : 2010AN....331.1057W , doi : 10.1002/asna.201011456 , S2CID 119218384
- ^ Уилсон, Ральф Элмер (1953), «Общий каталог лучевых скоростей звезд», Публикация Института Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия , Вашингтон: Институт Карнеги в Вашингтоне , Бибкод : 1953GCRV..C......0W
- ^ Браун, АГА ; и др. (сотрудничество Gaia) (2021). « Ранние данные Gaia , выпуск 3: Краткое описание содержания и свойств исследования» . Астрономия и астрофизика . 649 : А1. arXiv : 2012.01533 . Бибкод : 2021A&A...649A...1G . дои : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID 227254300 . (Ошибка: дои : 10.1051/0004-6361/202039657e ) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
- ^ Хуанг, В.; и др. (2012), «Каталог профилей линий Пашена в стандартных звездах», Astronomy & Astrophysicals , 547 : A62, arXiv : 1210.7893 , Bibcode : 2012A&A...547A..62H , doi : 10.1051/0004-6361/201219804 , S2CID 119286159 .
- ^ Jump up to: а б с д и Фицпатрик, Эл.; Масса, Д. (март 2005 г.), «Определение физических свойств звезд B. II. Калибровка синтетической фотометрии», The Astronomical Journal , 129 (3): 1642–1662, arXiv : astro-ph/0412542 , Bibcode : 2005AJ....129.1642F , doi : 10.1086/427855 , S2CID 119512018
- ^ Jump up to: а б Холе, ММ; Нойхойзер, Р.; Шутц, Б.Ф. (апрель 2010 г.), «Массы и светимости звезд O- и B-типа и красных сверхгигантов», Astronomische Nachrichten , 331 (4): 349, arXiv : 1003.2335 , Bibcode : 2010AN....331..349H , doi : 10.1002/asna.200911355 , S2CID 111387483
- ^ Гис, Дуглас Р.; Ламберт, Дэвид Л. (10 марта 1992 г.), «Содержание углерода, азота и кислорода в ранних звездах B-типа», Astrophysical Journal, Часть 1 , 387 : 673–700, Бибкод : 1992ApJ...387..673G , дои : 10.1086/171116
- ^ Jump up to: а б Абт, Хельмут А.; Левато, Хьюго; Гроссо, Моника (июль 2002 г.), «Скорости вращения звезд B», The Astrophysical Journal , 573 (1): 359–365, Бибкод : 2002ApJ...573..359A , doi : 10.1086/340590 . Нулевое значение соответствует v sin i , поэтому v и/или i должны быть небольшими.
- ^ «гам Пег» . СИМБАД . Страсбургский центр астрономических данных . Проверено 23 февраля 2012 г.
- ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткий путеводитель по 254 именам звезд и их производным (2-е изд.). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7 .
- ^ «Каталог звездных имен МАС» . Проверено 28 июля 2016 г.
- ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 22 мая 2016 г.
- ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Проверено 28 июля 2016 г.
- ^ (на китайском языке) , стр. 170, «Мифы о китайских созвездиях» , автор: Чэнь Цзюцзинь, опубликовано Тайваньской издательской компанией Shufang Publishing Co., Ltd., 2005 г., ISBN 978-986-7332-25-7 .
- ^ (на китайском языке) Гонконгский музей космонавтики - Исследовательские ресурсы - Сравнительная таблица китайского и английского языков Bright Star. Архивировано 25 октября 2008 г., в Wayback Machine , Гонконгский музей космонавтики. Доступ в Интернете 23 ноября 2010 г.
- ^ «MAST: Архив космических телескопов Барбары А. Микульски» . Научный институт космического телескопа . Проверено 8 декабря 2021 г.
- ^ Макнамара, Д.Х. (июнь 1953 г.), «Гамма Пегаса: звезда Beta Canis Majoris с малой амплитудой скорости», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 65 (384): 144, Бибкод : 1953PASP...65..144M , дои : 10.1086/126561
- ^ Хэндлер, Г.; и др. (Июнь 2009 г.), «Астеросейсмология гибридных пульсаторов стала возможной: одновременная космическая фотометрия MOST и наземная спектроскопия γ Peg», The Astrophysical Journal Letters , 698 (1): L56–L59, arXiv : 0905.1193 , Bibcode : 2009ApJ.. .698L..56H , doi : 10.1088/0004-637X/698/1/L56
- ^ «Цвет звезд» , Австралийский телескоп, информационно-пропагандистская деятельность и образование , Организация научных и промышленных исследований Содружества , 21 декабря 2004 г., заархивировано из оригинала 18 марта 2012 г. , получено 16 января 2012 г.
- ^ Бутковская В.В., Плачинда С.И. (2007). «Исследование звезды β Цефеи γ Пегаса: двойственность, магнитное поле, вращение и пульсации» . Астрономия и астрофизика . 469 (3 июля): 1069–1076. дои : 10.1051/0004-6361:20065563 .
Мы обнаружили наличие слабого магнитного поля у звезды. Продольная компонента поля меняется от -10 Гс до 30 Гс в зависимости от вращения звезды. Наиболее вероятный период вращения P_rot = 6,6538 ± 0,0016 суток. И орбитальный, и вращательный периоды являются целыми кратными разности между ними: P_orb/|P_orb - P_rot| = 42,002, и P_rot/|P_orb - P_rot| = 41,002. Обнаружено изменение продольного магнитного поля в период пульсаций с амплитудой около 7 Гс.
- ^ Найнер, К.; и др. (Февраль 2014 г.), «γ Пегаса: тестирование магнитных полей типа Веги в B-звездах» , Astronomy & Astrophysicals , 562 : 8, arXiv : 1312.3521 , Bibcode : 2014A&A...562A..59N , doi : 10.1051/0004-6361 /201323093 , S2CID 54652836 , A59,
Мы обнаружили, что в спектрополяриметрических данных очень высокого качества не видны магнитные сигнатуры. Среднее продольное поле, измеренное по данным Нарваля, составляет Bl = -0,1 ± 0,4 Гс. Мы получаем очень строгий верхний предел напряженности диполярного поля Bpol ~ 40 Гс.
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Калер, Джеймс Б., «АЛГЕНИБ (Гамма Пегаса)» , «Звезды» , Университет Иллинойса , получено 24 февраля 2012 г.
| Звезды |
| ||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| |||||||||||||
| Звезда кластеры |
| ||||||||||||
| Туманности |
| ||||||||||||
| Галактики |
| ||||||||||||
| |||||||||||||
| |||||||||||||
