stringtranslate.com

Гамма Пегаса

Гамма Пегаса — звезда в созвездии Пегаса , расположенная в юго-восточном углу астеризма, известного как Большой Квадрат. Имеет официальное название Альгениб / æ l ˈ dʒ iː n ɪ b / ; [14] [15] обозначение Байера Гамма Пегаса латинизировано от γ Пегаса 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 помощью метода параллакса , что дало значение примерно 470 световых лет (144 парсека ).

Номенклатура

Гамма Пегаса — обозначение звезды по Байеру . Хотя у нее также было традиционное название Альгениб , это название также использовалось для Альфы Персея . В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по названиям звезд (WGSN) [16] для каталогизации и стандартизации собственных имен звезд. Первый бюллетень WGSN от июля 2016 года [17] включал таблицу первых двух партий названий, одобренных WGSN; в которую для этой звезды был включен Альгениб (Альфе Персея было присвоено 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 немного менялась. Это было подтверждено в 1953 году американским астрономом Д. Гарольдом Макнамарой , который идентифицировал ее как переменную типа Бета Цефея . [5] (В то время он фактически идентифицировал ее как звезду типа Бета Большого Пса , которая впоследствии была обозначена как переменная типа Бета Цефея.) [21] Она имеет период радиальной пульсации 0,15175 дня (3,642 часа), но также демонстрирует поведение медленно пульсирующей звезды B (SPB) с тремя дополнительными пульсационными частотами. [5] Поэтому она считается гибридным пульсатором . [22] Ее величина меняется от +2,78 до +2,89 в течение каждого цикла пульсации. [2]

Это большая звезда, масса которой почти в девять [3] раз больше массы Солнца , а радиус почти в пять [9] раз больше радиуса Солнца . Звездная классификация B2 IV [3] предполагает, что это субгигантская звезда , которая истощает водород в своем ядре и находится в процессе эволюции от главной последовательности . Она либо вращается очень медленно с неизмеримой скоростью вращения , либо наблюдается почти с полюса. [12] Гамма Пегаса имеет общую светимость в 5840 раз больше, чем у Солнца, [10] которая излучается из ее 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 дипольной напряженности магнитного поля составляет около40  Г [25] ).

Ссылки

  1. ^ abc van Leeuwen, F. (ноябрь 2007 г.), «Проверка новой редукции Hipparcos», Astronomy and Astrophysics , 474 (2): 653–664, arXiv : 0708.1752 , Bibcode : 2007A&A...474..653V, doi : 10.1051/0004-6361:20078357, S2CID  18759600
  2. ^ ab Samus, NN; et al. (2017). "General Catalogue of Variable Stars". Astronomy Reports . 5.1. 61 (1): 80–88. Bibcode :2017ARep...61...80S. doi :10.1134/S1063772917010085. S2CID  125853869.
  3. ^ abcde Тецлафф, Н.; Нойхойзер, Р.; Хохле, М.М. (январь 2011 г.), «Каталог молодых убегающих звезд Hipparcos в пределах 3 кпк от Солнца», Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , 410 (1): 190–200, arXiv : 1007.4883 , Bibcode : 2011MNRAS.410..190T, doi : 10.1111/j.1365-2966.2010.17434.x , S2CID  118629873
  4. ^ abc Crawford, DL; Barnes, JV; Golson, JC (1971), "Четырехцветная, H-бета и UBV фотометрия для ярких звезд B-типа в северном полушарии", The Astronomical Journal , 76 : 1058, Bibcode : 1971AJ.....76.1058C, doi : 10.1086/111220
  5. ^ abc Валчак, 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 радиальных скоростей звезд», Издание Института Карнеги в Вашингтоне, округ Колумбия , Вашингтон: Институт Карнеги в Вашингтоне , Bibcode : 1953GCRV..C......0W
  7. ^ Браун, AGA ; и др. (коллаборация Gaia) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the content and survey properties". Астрономия и астрофизика . 649 : A1. arXiv : 2012.01533 . Bibcode : 2021A&A...649A...1G. doi : 10.1051/0004-6361/202039657 . S2CID  227254300.(Исправление:  doi :10.1051/0004-6361/202039657e) . Запись Gaia EDR3 для этого источника на VizieR .
  8. ^ Хуан, В. и др. (2012), «Каталог профилей линий Пашена в стандартных звездах», Astronomy & Astrophysics , 547 : A62, arXiv : 1210.7893 , Bibcode : 2012A&A...547A..62H, doi : 10.1051/0004-6361/201219804, S2CID  119286159.
  9. ^ abcde Фицпатрик, Э. Л.; 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
  10. ^ Аб Холе, ММ; Нойхойзер, Р.; Шутц, Б.Ф. (апрель 2010 г.), «Массы и светимости звезд O- и B-типов 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, Bibcode : 1992ApJ...387..673G, doi : 10.1086/171116
  12. ^ ab Абт, Хельмут А.; Левато, Хьюго; Гроссо, Моника (июль 2002 г.), «Скорости вращения звезд B», The Astrophysical Journal , 573 (1): 359–365, Bibcode : 2002ApJ...573..359A, doi : 10.1086/340590Нулевое значение соответствует v sin i , поэтому v и/или i должны быть малыми.
  13. ^ "гам Пег". СИМБАД . Центр астрономических исследований Страсбурга . Проверено 23 февраля 2012 г.
  14. ^ Куницш, Пол; Смарт, Тим (2006). Словарь современных названий звезд: краткое руководство по 254 названиям звезд и их производным (2-е переиздание). Кембридж, Массачусетс: Sky Pub. ISBN 978-1-931559-44-7.
  15. ^ "Каталог звездных имен МАС" . Получено 28 июля 2016 г.
  16. ^ "Рабочая группа МАС по названиям звезд (WGSN)" . Получено 22 мая 2016 г. .
  17. ^ "Бюллетень рабочей группы МАС по названиям звезд, № 1" (PDF) . Получено 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. ^ "MAST: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов". Space Telescope Science Institute . Получено 8 декабря 2021 г.
  21. ↑ Макнамара, Д. Х. (июнь 1953 г.), «Гамма Пегаса: звезда Бета Большого Пса с малой амплитудой скорости», Публикации Тихоокеанского астрономического общества , 65 (384): 144, Bibcode : 1953PASP...65..144M, doi : 10.1086/126561
  22. ^ Handler, G.; et al. (июнь 2009), «Астросейсмология 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
  23. ^ "Цвет звезд", Австралийский телескоп, Outreach and Education , Commonwealth Scientific and Industrial Research Organization , 21 декабря 2004 г., архивировано из оригинала 2012-03-18 , извлечено 2012-01-16
  24. ^ Бутковская ВВ, Плачинда СИ (2007). "Исследование звезды β Цефея γ Пегаса: двойственность, магнитное поле, вращение и пульсации". Астрономия и астрофизика . 469 (3 июля): 1069–1076. doi : 10.1051/0004-6361:20065563 . Мы обнаружили наличие слабого магнитного поля у звезды. Продольная составляющая поля меняется от -10 Гс до 30 Гс в зависимости от вращения звезды. Наиболее вероятный период вращения составляет P_rot = 6,6538 ± 0,0016 суток. Как орбитальный, так и вращательный периоды являются целыми кратными разности между ними: P_orb/|P_orb - P_rot| = 42,002, а P_rot/|P_orb - P_rot| = 41,002. Обнаружено изменение продольного магнитного поля в течение периода пульсации с амплитудой около 7 Гс.
  25. ^ Neiner, C.; et al. (февраль 2014), "γ Pegasi: testing Vega-like magnetic fields in B stars", Astronomy & Astrophysics , 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 видно никаких магнитных следов. Среднее продольное поле, измеренное в данных Narval, составляет Bl = −0,1 ± 0,4 Гс. Мы выводим очень строгий верхний предел дипольной напряженности поля Bpol ~ 40 Гс.

Внешние ссылки