stringtranslate.com

Гамма Пегаса

Гамма Пегаса — звезда в созвездии Пегаса , расположенная в юго-восточном углу астеризма, известного как 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

Гамма Пегаса — это обозначение звезды по Байеру . Хотя у него также было традиционное имя Альгениб , это имя также использовалось для Альфа Персея . В 2016 г. Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именам звезд (WGSN) [16] для каталогизации и стандартизации имен собственных звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 г. [17] включал таблицу первых двух групп названий, 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 (उत्तरभाद्रपदा) или Уттритати. Это 26-я накшатра . На китайском языке壁宿( Bìxiù ), что означает Стена (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

Кривая блеска Гаммы Пегаса, построенная по данным TESS [20]

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 Beta Canis Majoris , которая впоследствии была обозначена как переменная Beta Cephei.) [21] Она имеет период радиальных пульсаций 0,15175 дней (3,642 часа), но также демонстрирует поведение медленно пульсирующей B-звезды ( СПБ) с тремя дополнительными пульсационными частотами. [5] Следовательно, он считается гибридным пульсатором . [22] Его величина варьируется от +2,78 до +2,89 в течение каждого цикла пульсации. [2]

Это большая звезда, масса которой почти в девять [3] раз превышает массу Солнца и почти в пять [9] раз превышает его радиус . Звездная классификация B2 IV [3] предполагает, что это звезда-субгигант , которая исчерпывает 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, чем у Солнца, [10] которое излучается из внешней атмосферы при эффективной температуре более 21 000 К. [9] При этой температуре звезда светится сине-белый оттенок. [23]

Звезда имеет слабое магнитное поле (от -10 Гс до 30 Гс, [24] верхняя граница напряженности диполярного магнитного поля около40  Г [25] ).

Рекомендации

  1. ^ abc van Leeuwen, F. (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
  2. ^ аб Самус, Нью-Йорк; и другие. (2017). «Общий каталог переменных звезд». Астрономические отчеты . 5.1. 61 (1): 80–88. Бибкод : 2017ARep...61...80S. дои : 10.1134/S1063772917010085. S2CID  125853869.
  3. ^ abcde 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
  4. ^ abc Кроуфорд, DL; 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
  5. ^ abc 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
  6. ^ 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
  7. ^ Браун, AGA ; и другие. (сотрудничество Gaia) (2021). «Выпуск 3 ранних данных Gaia: Краткое изложение 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:  doi : 10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  8. ^ Хуанг, В.; и другие. (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.
  9. ^ abcde Фитцпатрик, Эл; Масса, Д. (март 2005 г.), «Определение физических свойств B-звезд. II. Калибровка синтетической фотометрии», The Astronomical Journal , 129 (3): 1642–1662, arXiv : astro-ph/0412542 , Bibcode : 2005AJ....129.1642F, номер документа : 10.1086/427855, S2CID  119512018
  10. ^ Аб 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 , Бибкод : 2010AN....331..349H , doi : 10.1002/asna.200911355, S2CID  111387483
  11. ^ 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
  12. ^ аб 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.
  13. ^ "гам Пег". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 23 февраля 2012 г.
  14. ^ Куниц, 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.
  15. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Проверено 28 июля 2016 г.
  16. ^ «Рабочая группа МАС по звездным именам (WGSN)» . Проверено 22 мая 2016 г.
  17. ^ «Бюллетень Рабочей группы МАС по звездным именам, № 1» (PDF) . Проверено 28 июля 2016 г.
  18. ^ (на китайском языке) с. 170,中國星座神話, автор 陳久金. Опубликовано 台灣書房出版有限公司, 2005 г., ISBN 978-986-7332-25-7 . 
  19. ^ (на китайском языке)香港太空館 – 研究資源 – 亮星中英對照表. Архивировано 25 октября 2008 г. в Wayback Machine , Гонконгский музей космонавтики. Доступ онлайн 23 ноября 2010 г.
  20. ^ "МАЧТА: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов" . Научный институт космического телескопа . Проверено 8 декабря 2021 г.
  21. ^ 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
  22. ^ Хэндлер, Г.; и другие. (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, дои : 10.1088/0004-637X/698/1/L56
  23. ^ «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.
  24. ^ 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.
  25. ^ Найнер, К.; и другие. (Февраль 2014 г.), «γ Пегаса: тестирование магнитных полей типа Веги в B-звездах», Astronomy & Astrophysicals , 562 : 8, arXiv : 1312.3521 , Бибкод : 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