Войти
| Данные наблюдений. Эпоха J2000. 0 Равноденствие J2000.0 | |
|---|---|
| Созвездие | Пегас |
| Прямое восхождение | 22 04 12.104 |
| Склонение | + 26 ° 25 ′ 07,82 ″ |
| Кажущаяся звездная величина (В) | +14,61 |
| Характеристики | |
| Эволюционная стадия | субкарлик B |
| Спектральный тип | sdB |
| Тип переменной | V361 Hydrae (sdBV r ) |
| Astrometry | |
| Правильное движение (μ) | RA: -4,822 mas /yr. Декабрь: 3,797 mas /yr |
| Parallax (π) | 0,8073 ± 0,0536 mas |
| Расстояние | 4,000 ± 300 ly. (1,240 ± 80 pc ) |
| Абсолютная звездная величина (MV) | +3,88 |
| Подробности | |
| Масса | 0,47 M☉ |
| Радиус | 0,23 R☉ |
| Светимость | 34L☉ |
| Плотность на поверхности (log g) | 5,4 ± 0,1 cgs |
| Температура | 29300 ± 500 K |
| Возраст | >10 млрд лет |
| Другие обозначения | |
| HS 2201 + 2610, 2MASS J22041211 + 2625078 | |
| Ссылки на базу данных | |
| SIMBAD | данные |
V391 Pegasi, также внесенный в каталог как HS 2201 + 2610, представляет собой сине-белую субкарликовую звезду примерно в 4000 световых годах от нас в созвездии ция из Пегас. Звезда классифицируется как «звезда с крайней горизонтальной ветвью ». Оно маленькое, с половиной массы и чуть меньше четверти диаметра Солнца. Его светимость в в 34 раза больше, чем у Солнца. Он мог быть довольно старым, возможно, превышающим 10 млрд лет. Это пульсирующая переменная звезда типа V361 Hydrae (или также называемая типом sdBV r ). Считается, что масса звезды, когда она все еще находилась на главной последовательности, была в 0,8–0,9 раза больше массы Солнца.
Субкарликовые B-звезды, такие как V391 Pegasi, считаются результатом выброса водородной оболочки красного гигантская звезда во время или непосредственно перед началом синтеза гелия. Выброс оставил на поверхности лишь крошечное количество водорода - менее 1/1000 от общей массы звезды. Будущее звезды - в конечном итоге остыть и превратиться в белый карлик с малой массой. Большинство звезд сохраняют больше своего водорода после первой фазы красных гигантов и в конечном итоге становятся звездами асимптотической ветви гигантов. Причина того, что некоторые звезды, такие как V391 Pegasi, теряют такую массу, малоизвестна. На вершине ветви красных гигантов красные гиганты-предшественники субкарликовых звезд достигают своего максимального радиуса, порядка 0,7 а.е. После этого водородная оболочка теряется, и начинается синтез гелия - это известно как гелиевая вспышка.
В 2007 году были проведены исследования с использованием переменной синхронизации звезд метод указал на присутствие газового гиганта планеты, вращающейся вокруг V391 Pegasi. Эта планета получила обозначение V391 Pegasi b. Эта планета вокруг звезды с "крайней горизонтальной ветвью" дала понять, что может случиться с планетами в Солнечной системе, когда Солнце превратится в красного гиганта в течение следующих 5 миллиардов лет.
Однако последующее исследование, опубликованное в 2018 году, с учетом большого количества новых фотометрических данных временных рядов, накопленных с момента публикации исходных данных, обнаружило доказательства как за, так и против существования экзопланеты. Хотя существование планеты не было опровергнуто, аргументы в пользу ее существования были явно слабее, и авторы заявили, что «требует подтверждения независимым методом».
| Спутник. (в порядке от звезды) | Масса | Большая полуось. (AU ) | Период обращения. (дней ) | Эксцентриситет | Наклон | Радиус |
|---|---|---|---|---|---|---|
| b | >3,2 ± 0,7 MJ | 1,7 ± 0,1 | 1170 ± 44 | 0,00 | — | — |
