Ecualizador pegaso

Componente A
EQ Pegaso A
Tipo de	enano Rojo
ascensión recta	23 h 31 min 52,1743 s [7]
declinación	+19° 56′ 14.1284″[7]
Distancia	20,42±0,01 St. años (6.261±0.003 pc ) [a]
Magnitud aparente	10,38 (mín.) [8]
Velocidad radial (R v )	−0,02 ± 0,31 [7] km/s
movimiento adecuado
• ascensión recta	577.605 [7] mas por año
• declinación	−59.640 [7] mas por año
Paralaje (π)	159,7098±0,0827 [7] mas
Magnitud absoluta (V)	+11.40 [ b]
clase espectral	M4Ve [8]
Indice de color
• B-V	+1.54 [9]
• U-B	+1.08 [9]
variabilidad	Ceti UV [8]
Peso	0.36 [6 ] M⊙
La temperatura	3585 [7] K
Luminosidad	0.019 [10 ] L⊙
Códigos en catálogos BD +19 5116A , CCDM J23319+1956A , 2MASS J23315208+1956142, GJ 896 A, TYC 1723-23-1
SIMBAD	datos

Componente B
ecualizador pegaso b
Tipo de	enano Rojo
ascensión recta	23 h 31 min 52,5741 s [once]
declinación	+19° 56′ 14.0041″[once]
Distancia	20,38±0,01 St. años (6,25±0,01 pc ) [a]
Magnitud aparente	12,58 (mín.) [8]
Velocidad radial (R v )	3,34 ± 0,15 [11] km/s
movimiento adecuado
• ascensión recta	160,0598 [11] mas por año
• declinación	20.338 [11] ms por año
Paralaje (π)	160,0598±0,1079 [11] mas
Magnitud absoluta (V)	+13.60 [segundo]
clase espectral	M6Ve [8]
Indice de color
• B-V	+1.65 [9]
• U-B	+1.12 [9]
variabilidad	Ceti UV [8]
Peso	0.19 [6 ] M⊙
La temperatura	3309 [11] K
Luminosidad	0.008 [10 ] L⊙
Códigos en catálogos BD +19 5116B , CCDM J23319+1956B , 2MASS J23315244+1956138, GCRV 14753, GJ 896 B, LTT 16920, TYC 1723-23-2, WDS J23317+1956B
SIMBAD	datos

Fuentes: [12] [13] [14]

¿ Información en Wikidata ?

EQ Pegasus (EQ Pegasi , abreviado EQ Peg ) es una estrella múltiple del hemisferio norte en la constelación Pegasus . La estrella tiene una magnitud aparente de +10.165 m [2] , la estrella no es visible a simple vista .

A partir de las medidas de paralaje obtenidas durante la misión Hipparcos [1] , se sabe que las estrellas se alejan unos 20,16 sv. años ( 6,18 pc ) del Sol . Las estrellas se observan al sur de los 78°S. sh. , es decir, es visible en casi todo el territorio de la Tierra habitada , con excepción de las regiones polares de la Antártida . El mejor momento para mirar es septiembre .

La estrella EQ Pegasus se está moviendo bastante rápido en relación con el Sol : su velocidad heliocéntrica radial es de 14,8 km/s , que es un 48 % más que la velocidad de las estrellas locales del disco galáctico , y esto también significa que la estrella se está alejando de el sol La estrella EQ Pegasus se acercaba al Sol a una distancia de 20,0 sv. Hace 35.000 años , cuando el EQ de Pegasus aumentó su brillo en 0,015 ma un valor de 10,15 m [18] . En el cielo, la estrella se mueve hacia el sureste [19] , pasando por la esfera celeste 0,58 segundos de arco por año.

La EQ de velocidad espacial promedio de Pegasus tiene los siguientes componentes (U, V, W) =(-13.5, −5.6, −6.7) [18] , lo que significa que U= −13.5 km/s (moviéndose desde el centro galáctico ), V= −5,6 km/s (se mueve en contra de la dirección de rotación galáctica) y W= −6,7 km/s (se mueve hacia el polo sur galáctico ).

Nombre de la estrella

EQ Pegasus ( versión latinizada de EQ Pegasi ) es una designación característica de las estrellas variables .

Las designaciones de los componentes como EQ Pegasi AB, AC y AD se derivan de la convención utilizada por el Washington Visual Double Star Catalog (WDS) para sistemas estelares y adoptada por la Unión Astronómica Internacional (IAU) [20] .

Propiedades del sistema múltiple EQ Pegasus

EQ Pegasus AB es un par ancho de estrellas dobles , en el que los componentes están separados entre sí por una distancia de 35,9 AU. y giran uno alrededor del otro con un período de 359 años [5] . La órbita tiene una excentricidad no muy grande, pero notable , que es igual a 0,2 [5] , y como resultado, las estrellas se acercan entre sí a una distancia de 28,7 UA. , es decir, a una distancia algo menor que en el sistema solar se encuentra Neptuno , cuyo semieje mayor se encuentra a 30,1 UA. , luego se remueven a una distancia de 42.7 AU. , es decir, a una distancia ligeramente mayor a donde se encuentra Plutón en el sistema solar , cuyo semieje mayor es 39,5 UA. La inclinación del sistema es bastante grande, de 123,5 ° [5] , lo que significa que el ecualizador de Pegasus B se encuentra en una órbita retrógrada visto desde la Tierra . La época del periastro , es decir, el año en que las estrellas se acercaron a una distancia mínima - 2008 [6] .

Si miramos de EQ Pegasus A a EQ Pegasus B, entonces veremos una estrella roja que brilla con un brillo de −10,15 m , es decir, con un brillo de 0,09 lunas en luna llena (en promedio, dependiendo de la posición de la estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,004 ° [c] , que es el 0,8% del tamaño angular de nuestro Sol. Si miramos del EQ de Pegasus B al EQ de Pegasus A, entonces veremos una estrella roja que brilla con un brillo de −12,36 m , es decir, con un brillo de 0,71 lunas en luna llena (en promedio, dependiendo de la posición de la estrella en órbita). Además , el tamaño angular de la estrella será de -0,005 ° [c] , que es el 1,0% del tamaño angular de nuestro Sol. Los parámetros más precisos de las estrellas se dan en la tabla:

	En el periastro ( 30,1 UA )				En apoaster ( 42,7 AU )
	metro	L	D° [s]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %	metro	L	D° [s]	${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ %
B→A	-12.74	1.0	~0.006°	1,27%	-11.98	0.5	~0.004°	0,90%
A→B	-10.54	0.13	~0.004°	0.95%	-9.78	0.07	~0.003°	0,67%
m es la magnitud estelar aparente ; L es la luminosidad, expresada en las luminosidades de la Luna en luna llena ; D° es el diámetro angular de la estrella expresado en grados (el diámetro angular del Sol es 0,5°); ${\ Displaystyle D_ {\ bigodot}}$ % es el diámetro de la estrella expresado como porcentaje del diámetro del Sol ;

La edad de las estrellas se define como 950 millones de años [4] , también se sabe que las estrellas con una masa de 0,36 $M_ {\ punto grande}$ [6] viven en la secuencia principal de unos 175 mil millones de años , y las estrellas con una masa de 0,19 $M_ {\ punto grande}$ [6] viven en la secuencia principal durante mucho más tiempo: alrededor de 1,05 billones. años _ Por lo tanto, ambas estrellas EQ Pegasus no se convertirán pronto en gigantes rojas , y luego, dejando caer sus capas exteriores, se convertirán en enanas blancas .

Propiedades EQ Pegasus A

EQ Pegasus A - A juzgar por su tipo espectral M4Ve [8] , la estrella pertenece a la clase espectral M4 con líneas de emisión . Así, el hidrógeno en el núcleo de una estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es 0,36 $M_ {\ punto grande}$ [6] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 3585 K [7] , lo que le da su característico color rojo.

Este tipo de estrellas se caracterizan por un radio igual a 0,36 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [21] . La luminosidad de la estrella es 0.019 $L_ {\ punto grande}$ [10] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,14 UA. , es decir, hasta un punto un 64% más cercano de lo que se encuentra Mercurio al Sol. Además, desde tal distancia, el EQ de Pegasus A parecería 2,7 veces más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,37 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es de 0,5 °).

La estrella EQ Pegasi A es ligeramente variable: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia ligeramente, fluctuando alrededor del valor de 10,38 m [22] , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella o estrellas tengan varios períodos), el tipo de variable se define como una estrella fulgurante [22 ] .

Propiedades EQ Pegasus B

El componente secundario de EQ Pegasus B - a juzgar por su tipo espectral M6Ve [8] , la estrella pertenece a la clase espectral M6 con líneas de emisión . Así, el hidrógeno en el núcleo de una estrella es el "combustible" nuclear, es decir, la estrella está en la secuencia principal . La masa de la estrella es 0,19 $M_ {\ punto grande}$ [6] . La estrella irradia energía desde su atmósfera exterior a una temperatura efectiva de unos 3309 K [11] , lo que le da su característico color rojo.

Este tipo de estrellas se caracterizan por un radio de 0,27 ${\ Displaystyle R_ {\ bigodot}}$ [21] . La luminosidad de la estrella es 0.008 $L_ {\ punto grande}$ [10] . Para que un planeta similar a nuestra Tierra reciba aproximadamente la misma cantidad de energía que recibe del Sol, tendría que colocarse a una distancia de 0,09 UA. , es decir, hasta un punto un 77% más cerca de lo que se encuentra Mercurio del Sol. Además, desde tal distancia, el EQ de Pegasus B parecería 3,2 veces más grande que nuestro Sol , tal como lo vemos desde la Tierra: 1,60 ° [c] ( el diámetro angular de nuestro Sol es 0,5 °).

La estrella EQ Pegasi B es ligeramente variable: durante las observaciones, el brillo de la estrella cambia ligeramente, fluctuando alrededor del valor de 12,58 m [22] , sin ninguna periodicidad (lo más probable es que la estrella o estrellas tengan varios períodos), el tipo de variable se define como una estrella fulgurante [22 ] .

Historia del estudio de la multiplicidad estelar

En 1941, EQ Pegasi fue vista por primera vez como una estrella binaria por Carl A. Wirtanen , quien, durante un estudio sistemático de placas fotográficas de enanas rojas en el Observatorio McCormickdescubrió un satélite unas dos magnitudes más débil, situado a una distancia angular de 3,5 segundos de arco [23] , es decir, descubrió la componente AB y las estrellas entraron en los catálogos como WIR 1 [d] . Ambos componentes también deberían ser binarios espectroscópicos con compañeros débiles que no se han detectado en órbitas durante muchos años antes de hoy ( 2020 ) [6] . En 1953, el astrónomo estadounidense P. Lampens ( ing. Lampens, P ) descubrió las componentes AC y AD y las estrellas se incluyeron en los catálogos como LMP 24 [e] .

Según el Catálogo de Binarios Visuales de Washington , los parámetros de estos componentes se dan en la tabla [24] :

Componente	Año	Número de mediciones	Ángulo de posición	Distancia angular	Magnitud aparente de la componente I	Magnitud aparente del componente II
AB	1941	72	183°	3.5″	10.52m _	12,40m _
	2017		76°	5.4″
C.A.	1953	catorce	60°	49.0″	10.52m _	12,33 metros
	2017		16°	30.4″
ANUNCIO	1953	12	35°	38.5″	10.52m _	13,62 m _
	2015		342°	36.8″

Resumiendo toda la información sobre la estrella, podemos decir que la estrella EQ Pegasus tiene al menos un satélite:

componente B, una estrella de magnitud 12 ubicada a una distancia angular de 5,4 segundos de arco . La estrella ha mantenido una pequeña distancia angular durante los últimos 80 años , girando en una órbita elíptica;
componente C, una estrella de magnitud 12 ubicada a una distancia angular de 30,4 segundos de arco . La estrella tiene el número de catálogo TYC 1723-143-1 [25] y parallax , según el cual la estrella se encuentra a una distancia de 2321 sv. años y, en consecuencia, no está incluido en el sistema Pegasus EQ;
componente D, una estrella de magnitud 14, situada a una distancia angular de 36,8 segundos de arco . La estrella tiene el número de catálogo GSC 01723-00061 [26] y el paralaje , según el cual la estrella se encuentra a una distancia de 10.370 sv. años y, en consecuencia, no está incluido en el sistema Pegasus EQ.

Star EQ Pegasus en la cultura

En 1998, la compañía de telecomunicaciones BBC reportó un engaño que involucraba señales "alienígenas" supuestamente descubiertas que emanaban de la estrella EQ Pegasus [27] .

El entorno inmediato de la estrella

Los siguientes sistemas estelares están dentro de los 20 años luz [28] de la estrella EQ Pegasus (solo se incluyen la estrella más cercana, la más brillante (<6,5 m ) y las estrellas notables). Sus tipos espectrales se muestran sobre el fondo de los colores de estas clases (estos colores se toman de los nombres de los tipos espectrales y no corresponden a los colores observados de las estrellas):

Estrella	clase espectral	distancia, st . años
Gliese 880	M2.0V	3.96
BR Piscis	M2V	6.31
Lagartos EV	M5e	9.16
estrella de van maanen	DZ7	9.30
HD 4628	K2V	9.96
GJ1002	M5,5V	10.15
Gliese 829	M3.0Ve	10.72
Puente de novios 34	M1.5nV	11.15
rosa 248	M5,5V	11.72
Gliese 876	M3.40	11.90
TZ Aries	M4.5VC	12.02
107 Piscis	K1V	12.42
Gliese 1005	M3.5V	12.47
61 cisnes	K5V/K7V	13.08
Kruger 60	M3nV	13.24
Gliese 892	K3V	13.38
EZ Acuario	M5 V/M/M	13.52
Esta Casiopea	G0V/K7V	13.78
YZ China	G3V	14.44
Estrella de Teegarden	M7.0V	15.11
ballena tau	G8,5V	15.32
Gliese 849	M3,5V	15.59
mu casiopea	G5VIp/M5V	15.71
V1581 Cisne	M5.5/M6/M5.5	16.13
Leuthen 726-8	M5.5/M6	16.32
altaïr	A7V	17.29
54 Piscis	K0V/T7,5V	17.53
HR 753	K3V/M3.5Vn/M7V	17.56
Gliese 1	M1.5V	17.58
Struve 2398	M3V/M3.5V	18.51
Gliese 809	M2V	18.55
Épsilon Eridani	K2V	18.78
microscopio hacha	M2 ve	19.33
Fomalhaut	A3V	19.76
Dragón Sigma	K0V	19.96

Cerca de la estrella, a una distancia de 20 años luz , hay unas 5 enanas rojas , naranjas y amarillas más de la clase espectral G, K y M, así como 1 enana blanca que no estaba incluida en la lista.

Notas

Comentarios

↑ 1 2 3 Distancia calculada a partir del valor de paralaje dado
↑ 1 2 3 La magnitud absoluta se calcula con la fórmula: , donde es la magnitud aparente, es la distancia al objeto en pc , 10 pc $M=m-5\lg {\frac {d}{d_{0))}$ $metro$ $d$ $d_{0}=$
↑ 1 2 3 4 5 6 El diámetro angular (δ) se calcula mediante la fórmula: $\delta =2\arctan \left({\frac {R_{\mathrm {S} }}{d_{\mathrm {S} }}}\right)$ , donde R S es el radio de la estrella, expresado en a.u. ; d S es la distancia a la estrella, expresada en AU.
↑ WIR - enlace al catálogo de Carlos Virtanen , 1 - el número de la entrada en su catálogo
↑ LMP - enlace al catálogo de P. Lampens ( English Lampens, P ), 24 - el número de la entrada en su catálogo

Fuentes

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Enlaces

Imagen de EQ Pegasus en VizieR (ing.)
Imágenes de EQ Pegasus en Wikisky

Estrellas de la constelación de Pegaso
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