DY Pegasi
|
Dane obserwacyjne Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstelacja | Pegaz |
| Rektascensja | 23 godz. 08 min 51,186 sek |
| Deklinacja | +17° 12′ 56,00″ |
| Pozorna wielkość (V) | 9,95 – 10,62 |
| Charakterystyka | |
| Typ widmowy | A3 do F1 |
| Typ zmiennej | SX Phe |
| Astrometria | |
| Prędkość radialna (R v ) | −25,30 ± 2,7 km/s |
| Ruch własny (μ) | RA: 47,248 mas / rok Grudzień: -22,103 mas / rok |
| Paralaksa (π) | 2,4588 ± 0,0452 mas |
| Dystans | 1330 ± 20 ly (407 ± 7 szt .) |
| Wielkość bezwzględna (M V ) |
2,34 0,84 |
| Orbita | |
| Okres (P) | 15425,0 ± 205,7 d |
| Półoś wielka (a) | ≥ 0,254 ± 0,034 AU |
| Ekscentryczność (e) | 0,65 ± 0,10 |
| Epoka periastronu (T) | 2438276,86149 ± 0,00013 HJD |
| Detale | |
| Masa |
1,54 mln ☉ 1,40 mln ☉ |
| Promień |
2,09 ± 0,25 R ☉ 3,74 – 3,95 R ☉ |
| Jasność |
11,34 +2,82 −2,51 l ☉ 34,6 ± 2,1 l ☉ |
| Temperatura | 7660 K (7950 – 6750) K |
| Metaliczność [Fe/H] | −0,56 dek |
| Prędkość obrotowa ( v sin i ) | 23,6 km/s |
| Wiek | 1,7 żyr |
| Inne oznaczenia | |
| Odniesienia do bazy danych | |
| SIMBAD | dane |
DY Pegasi , w skrócie DY Peg, to podwójny układ gwiazd w północnej konstelacji Pegaza . Jest to dobrze zbadana zmienna SX Phoenicis o jasności w zakresie od pozornej jasności wizualnej 9,95 do 10,62 z okresem 1,75 godziny. System ten jest o wiele za słaby, aby można go było zobaczyć gołym okiem, ale można go oglądać za pomocą dużej lornetki lub teleskopu. Opierając się na dużym ruchu kosmicznym i małej obfitości cięższych pierwiastków, jest to układ gwiezdny populacji II .
Historia obserwacji
Zmienność tej gwiazdy została po raz pierwszy opisana przez Otto Morgenrotha w 1934 r., a pierwsze krzywe blasku jej zachowania fotometrycznego zostały skonstruowane przez AV Sołowiewa w 1938 r. Krzywa ta wykazała szybki wzrost wielkości o 0,7, po którym nastąpił wolniejszy spadek. Stwierdzono, że jest to zmienna wewnętrzna z „ultrakrótkim” okresem wynoszącym 105 minut. koloru „bv” gwiazdy zmienia się w każdym cyklu, co odpowiada zmianie typu widmowego od maksimum A7 do minimum F1. Bezpośrednia obserwacja widm wykazała zmienność od A3 do A9. Znaleziono dowody na niewielkie zmiany krzywej blasku między każdym cyklem.
W 1972 roku był powszechnie uważany za cefeidę karłowatą; zmienna Delta Scuti . Jednak niektórzy astronomowie sklasyfikowali ją jako krótkookresową RR s Lyrae . Obserwacje fotometryczne DY Peg w 1975 roku przeprowadzone przez EH Geyera i M. Hoffmana wykazały nieokresowe zmiany krzywej blasku, które sugerowały pulsację nadtonową. Analiza częstotliwościowa obserwacji dokonana przez A. Masaniego i P. Broglię w 1953 roku wzmocniła dowody na to, że DY Peg jest cefeidą dwumodową, wykazującą podstawową pulsację i słabszy pierwszy alikwot ze współczynnikiem okresu 0,764. znaleziono podobieństwa z SX Phoenicis , przy czym oba wykazywały porównywalne dryfy w okresach uderzeń. Zastosowanie metody Baade-Wesselink dostarczyło wstępnego oszacowania odległości do DY Peg na 820 ly (250 szt.).
W 2003 roku JN Fu i C. Sterken zasugerowali, że większość długoterminowego trendu zmian okresu zmienności można wytłumaczyć wysoce ekscentrycznym modelem orbitalnym, chociaż nie uznano go za kompletne rozwiązanie, ponieważ z okresu 1930 pozostały pewne niewielkie pozostałości –1950. Obliczyli wstępny okres ± 0,01 orbitalny na 52,5 ± 0,3 roku przy ekscentryczności 0,77 . L.-J. Li i S.-B. Qian w 2010 roku znalazł oszacowanie masy elementu wtórnego w zakresie od 0,028 do 0,173 M☉ , co sugeruje, że towarzyszem może być brązowy karzeł .
Nieruchomości
Analiza danych zebranych przez AAVSO z 2020 r . Wykazała trzy niezależne częstotliwości w zmienności widocznego składnika. Mody pierwotne i wtórne to pulsacje promieniowe z odpowiednio 13,71249 i 17,7000 cykli dziennie, podczas gdy nowo odkryty mod nieradialny ma częstotliwość 18,138 cykli dziennie. Zgodnie z tym, że jest gwiazdą populacji II, ma niską metaliczność . Klasa gwiazd waha się od A3 do F1 w każdym cyklu, a promień gwiazdy zmienia się o 3,5%. Aby wyjaśnić pewne rozbieżne właściwości systemu, H.-F. Xue i J.-S. Niu zasugerował, że pierwotna może być akrecją masy z orbitującego dysku pyłu. Przypuszcza się, że jest to pozostałość materiału po białego karła , który przechodził przez asymptotyczną gałąź giganta .
DY Pegasi został sklasyfikowany jako zmienna SX Phoenicis na podstawie jego niskiej metaliczności. Jednak badanie przeprowadzone w 2014 roku przez S. Barczę i JM Benkő wykazało znacznie wyższą ogólną obfitość pierwiastków ciężkich z [M / H] = −0,05 ± 0,1 dex , zbliżoną składem do Słońca. (Zapis ten wskazuje logarytm o podstawie 10 stosunku „metali” „M” do wodoru „H” w porównaniu z tymi samymi obfitościami na Słońcu. Wartość 0,0 to energia słoneczna.) Zaproponowali, że zamiast tego może to być zmienna Delta Scuti o wysokiej amplitudzie . Krótki okres tej zmiennej wyklucza ją jako zmienną RR Lyrae .
Właściwości DY Pegasi są niepewne ze względu na obecność nieznanego towarzysza, ale wydaje się, że znajduje się blisko głównej sekwencji na czerwonej (chłodnej) krawędzi paska niestabilności . Jednak została również potraktowana jako możliwa zmienna RR Lyrae, która byłaby poziomej gałęzi . Jako stara zmienna SX Phoenicis o niskiej metaliczności, jest bardzo podobna do niebieskich maruderów , które powstają w wyniku łączenia się gwiazd lub transferu masy w układach podwójnych.