DY Pegasi
|
Observationsdata Epoch J2000 Equinox J2000 |
|
|---|---|
| Konstellation | Pegasus |
| Rätt uppstigning | 23 h 08 m 51.186 s |
| Deklination | +17° 12′ 56,00″ |
| Skenbar magnitud (V) | 9.95 – 10.62 |
| Egenskaper | |
| Spektral typ | A3 till F1 |
| Variabel typ | SX Phe |
| Astrometri | |
| Radiell hastighet (R v ) | −25,30 ± 2,7 km/s |
| Korrekt rörelse (μ) | RA: 47.248 mas / år Dec.: -22.103 mas / år |
| Parallax (π) | 2,4588 ± 0,0452 mas |
| Distans | 1 330 ± 20 ly (407 ± 7 st ) |
| Absolut magnitud ( MV ) |
2,34 0,84 |
| Bana | |
| Period (P) | 15 425,0 ± 205,7 d |
| Halvstor axel (a) | ≥ 0,254 ± 0,034 AU |
| Excentricitet (e) | 0,65 ± 0,10 |
| Periastron -epok (T) | 2438276,86149 ± 0,00013 HJD |
| Detaljer | |
| Massa |
1,54 M ☉ 1,40 M ☉ |
| Radie |
2,09 ± 0,25 R ☉ 3,74 – 3,95 R ☉ |
| Ljusstyrka |
11,34 +2,82 −2,51 L ☉ 34,6 ± 2,1 L ☉ |
| Temperatur | 7 660 K (7 950 – 6 750) K |
| Metallicitet [Fe/H] | −0,56 dex |
| Rotationshastighet ( v sin i ) | 23,6 km/s |
| Ålder | 1,7 Gyr |
| Andra beteckningar | |
| Databasreferenser | |
| SIMBAD | data |
DY Pegasi , förkortat DY Peg, är ett binärt stjärnsystem i den norra stjärnbilden Pegasus . Det är en väl studerad SX Phoenicis variabel stjärna med en ljusstyrka som sträcker sig från en skenbar visuell magnitud på 9,95 ner till 10,62 med en period på 1,75 timmar. Detta system är alldeles för svagt för att kunna ses med blotta ögat, men kan ses med en stor kikare eller ett teleskop. Baserat på dess höga rymdrörelse och låga mängder av tyngre grundämnen, är det ett population II- stjärnsystem.
Observationshistorik
Variabiliteten hos denna stjärna rapporterades först av Otto Morgenroth 1934, och de första ljuskurvorna för dess fotometriska beteende konstruerades av AV Soloviev 1938. Denna kurva visade en snabb ökning med 0,7 i magnitud följt av en långsammare nedgång. Det visade sig vara en inneboende variabel med en "ultrakort" period på 105 minuter. "bv" -färgindex visade sig variera med varje cykel, vilket motsvarar en förändring i spektraltyp från A7 som maximum till F1 som minimum. Direkt observation av spektra visade en variation från A3 till A9. Bevis hittades på små variationer i ljuskurvan mellan varje cykel.
År 1972 betraktades det allmänt som en dvärgcepheid; en Delta Scuti-variabel . Men vissa astronomer klassade det som en kortperiodisk RR s Lyrae-variabel . Fotometriska observationer av DY Peg 1975 av EH Geyer och M. Hoffman visade icke-periodiska förändringar av ljuskurvan som antydde en övertonspulsering. En frekvensanalys av observationer gjorda av A. Masani och P. Broglia 1953 stärkte bevisen för att DY Peg är en dubbelmodscepheid, som visar en fundamental pulsering och en svagare första överton med ett periodförhållande på 0,764. År 1982 hade likheter med SX Phoenicis hittats, där båda visade jämförbara drifter i sina beatperioder. Tillämpning av Baade-Wesselink-metoden gav en preliminär avståndsuppskattning till DY Peg på 820 ly (250 st).
År 2003 föreslog JN Fu och C. Sterken att mycket av den långsiktiga trenden i förändringar i variabilitetsperioder kunde förklaras av en mycket excentrisk orbitalmodell, även om det inte ansågs vara en komplett lösning eftersom några små rester fanns kvar från perioden 1930 –1950. De beräknade en preliminär omloppsperiod på 52,5 ± 0,3 år med en excentricitet på 0,77 ± 0,01 . L.-J. Li och S.-B. 0,173 M☉ 2010 en massuppskattning av sekundären i intervallet 0,028 till , vilket tyder på att följeslagaren kan vara en brun dvärg .
Egenskaper
En analys 2020 av data som samlats in av AAVSO fann tre oberoende frekvenser i variabiliteten av den synliga komponenten. De primära och sekundära moderna är radiella pulseringar med 13,71249 respektive 17,7000 cykler per dag, medan en nyupptäckt icke-radiell mod har en frekvens på 18,138 cykler per dag. I enlighet med att den är en population II-stjärna har den en låg metallicitet . Stjärnklassen , och stjärnans radie varierar med 3,5 %. För att förklara vissa avvikande egenskaper hos systemet, H.-F. Xue och J.-S. Niu föreslog att den primära kan vara samlande massa från en kretsande dammskiva. Detta förmodas vara överblivet material från en vit dvärgföljeslagare när den passerade genom den asymptotiska jättegrenen .
DY Pegasi har klassificerats som en SX Phoenicis-variabel på basis av dess låga metallicitet. En studie från 2014 av S. Barcza och JM Benkő fann dock ett mycket högre generellt överflöd av tunga grundämnen med [M/H] = −0,05 ± 0,1 dex , som närmar sig solenergi i sammansättning. (Denna notation indikerar bas-10-logaritmen för förhållandet mellan "metaller" 'M' och väte 'H', jämfört med samma mängder i solen. Ett värde på 0,0 är sol.) De föreslog att detta istället kan vara en hög amplitud Delta Scuti variabel . Den korta perioden för denna variabel utesluter den som en RR Lyrae-variabel .
Egenskaperna hos DY Pegasi är osäkra på grund av närvaron av en okänd följeslagare, men den verkar ligga nära huvudsekvensen vid den röda (kalla) kanten av instabilitetsremsan . Den har dock också behandlats som en möjlig RR Lyrae-variabel som skulle vara en horisontell grenstjärna . Som en gammal SX Phoenicis-variabel med låg metallicitet är den väldigt lik blå eftersläpande , som bildas från stjärnsammanslagningar eller massöverföring i binära system.