Каппа Пегаса (κ Пегаса, Kappa Pegasi, κ Pegasi , сокращ. Kap Peg, κ Peg ) — тройная звезда в созвездии Пегаса . Каппа Пегаса имеет видимую звёздную величину +4.13 ^m , 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 ) от Земли . Звезда наблюдается севернее , то есть, видна практически на всей территории обитаемой Земли , за исключением приполярных областей Антарктиды . Лучшее время для наблюдения — август .

Каппа Пегаса движется с несколько меньшей скоростью относительно Солнца , чем остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: −8 км/с , 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 .

Имя звезды

Каппа Пегаса ( латинизированный вариант Kappa Pegasi ) является обозначением Байера , данным им звезде в 1603 году . 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 ) .

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 . В первом приближении, телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +4.94 ^m (B) и +5.04 ^m (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 (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 . 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 ° , 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 , 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 , 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 , 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 .

Массы звёзд, рассчитанные из третьего закона Кеплера , составляют 1,549 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ (компонент A), 1,662 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ (компонент Ba) и 0,814 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ (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 . 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 , 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 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$ . Также обе звезды светят я яркостью в 1,5 раза ярче нашего Солнца : их светимость составляет 1,5- 1,6 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ в зависимости от того, являются ли они настоящими субгигантами или старыми карликами . 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° . ( 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% . Звезда имеет поверхностную гравитацию 3,00 СГС или 10 м/с ² , то есть практически в 27 раз меньше, чем на Солнце ( 274,0 м/с ² ), что по-видимому, может объясняться малой массой при большом диаметре звезды. Каппа Пегаса B вращается со скоростью 35 км/с , то есть в 17,5 раз быстрее солнечного вращения , что даёт период вращения звезды порядка 3,57дня.

Орбита компонентов Ba и Bb

Применение законов Кеплера дает полную массу системе 4,025 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ . 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) . Меньший спутник (Каппа Пегаса Bb) вращается вокруг более яркой Каппа Пегаса Ба с удивительно коротким периодом, всего 5,97 дня , радиус орбиты очень маленький и составляет 0,087 а.е. , 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 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ , которая характерна для оранжевого карлика спектрального класса K0 или G8 .

Дальнейшая эволюция тройной звезды

Поскольку Каппа Пегаса уже заканчивает свою жизнь на главной последовательности , то возраст системы довольно большой и составляет ~ 2,5 млрд. . 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 .

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 . Истинную природу двойной звезды открыл в 1880 году Ш. У. Бёрнхем (компонент AB) и звезда вошла в научный оборот как BU 989 . 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 с орбитальным периодом (5,7 года). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд , параметры этих компонентов приведены в таблице :

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" (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 .

Примечания

Комментарии

Источники

Ссылки