V391 Pegasi - V391 Pegasi
Data pozorování Epocha J2000.0 Equinox J2000.0 |
|
---|---|
Souhvězdí | Pegasus |
Pravý vzestup | 22 h 04 m 12,104 s |
Deklinace | +26 ° 25 ′ 07,82 ″ |
Zdánlivá velikost (V) | +14,61 |
Charakteristika | |
Evoluční fáze | podtrpaslík B |
Spektrální typ | sdB |
Variabilní typ | V361 Hydrae ( sdBV r ) |
Astrometrie | |
Správný pohyb (μ) | RA: -4,822 mas / rok Prosinec: 3,797 mas / rok |
Paralaxa (π) | 0,8073 ± 0,0536 mas |
Vzdálenost | 4000 ± 300 ly (1240 ± 80 ks ) |
Absolutní velikost (M V ) | +3,88 |
Podrobnosti | |
Hmotnost | 0,47 M ☉ |
Poloměr | 0,23 R ☉ |
Zářivost | 34 L ☉ |
Povrchová gravitace (log g ) | 5,4 ± 0,1 cgs |
Teplota | 29300 ± 500 K. |
Stáří | > 10 Gyr |
Jiná označení | |
HS 2201+2610, 2MASS J22041211+2625078 | |
Odkazy na databázi | |
SIMBAD | data |
V391 Pegasi , také s katalogovým označením HS 2201 + 2610 , je modrobílá podtrpaslík hvězda asi 4000 světelných let daleko v souhvězdí of Pegasus . Hvězda je klasifikována jako „extrémní horizontální hvězdná větev “. Je malý, má pouze poloviční hmotnost a o něco méně než jednu čtvrtinu průměru Slunce . Má 34krát vyšší svítivost než Slunce. Mohlo to být docela staré, možná přes 10 Gyr . Jedná se o pulzující proměnnou hvězdu typu V361 Hydrae (nebo také nazývaného typ sdBV r ). Věří se, že hmotnost hvězdy, když byla ještě v hlavní sekvenci, byla mezi 0,8 a 0,9násobkem hmotnosti Slunce.
Formace
Hvězdy subdwarf B, jako je V391 Pegasi, jsou považovány za důsledek vyvržení vodíkového obalu rudé obří hvězdy těsně před začátkem fúze hélia . Ejekce zanechala na povrchu jen malé množství vodíku - méně než 1/1 000 z celkové hvězdné hmotnosti. Budoucnost hvězdy je nakonec vychladnout a vytvořit z ní bílého trpaslíka s nízkou hmotností. Většina hvězd si po první fázi rudého obra ponechá více svého vodíku a nakonec se z nich stanou asymptotické hvězdy obřích větví . Důvod, proč některé hvězdy, jako V391 Pegasi, ztrácejí tolik hmoty, není dobře znám. Na špičce červeno-obří větve dosahují červení obří předchůdci hvězd trpasličího maxima v poloměru 0,7 AU. Po tomto bodě je vodíkový obal ztracen a začíná fúze helia - toto je známé jako helium flash .
Hypotetický planetární systém
V roce 2007 výzkum pomocí metody proměnného časování hvězd naznačil přítomnost plynné obří planety obíhající kolem V391 Pegasi. Tato planeta byla označena jako V391 Pegasi b . Tato planeta kolem hvězdy „extrémní horizontální větve“ poskytla vodítka o tom, co by se mohlo stát planetám ve sluneční soustavě, když se Slunce během příštích 5 miliard let změní na červeného obra.
Následný výzkum publikovaný v roce 2018, který vzal v úvahu velké množství nových fotometrických časových řad shromážděných od zveřejnění původních dat, však našel důkazy pro i proti existenci exoplanety. Ačkoli existence planety nebyla vyvrácena, případ její existence byl nyní určitě slabší a autoři uvedli, že „vyžaduje potvrzení nezávislou metodou“.
Společník (v pořadí od hvězdy) |
Hmotnost |
Osa semimajoru ( AU ) |
Oběžná doba ( dny ) |
Excentricita | Sklon | Poloměr |
---|---|---|---|---|---|---|
b | > 3,2 ± 0,7 M J | 1,7 ± 0,1 | 1170 ± 44 | 0,00 | - | - |
Reference
Zdroje
- CS Jeffery (2005). „Pulzace v hvězdách Subdwarf B“ . Journal of Astrophysics and Astronomy . 26 (2–3): 261–271. Bibcode : 2005JApA ... 26..261J . doi : 10,1007/BF02702334 . S2CID 13814916 .
externí odkazy
- „Poznámky pro hvězdu V391 Peg“ . Encyklopedie extrasolárních planet . Citováno 2008-06-24 .