Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 112,9 св. лет (34,6 пк) [4] от Земли. Звезда наблюдается севернее 65° ю. ш., то есть, видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — август[12].
Каппа Пегаса движется с несколько меньшей скоростью относительно Солнца, чем остальные звёзды: её радиальная гелиоцентрическая скорость: −8 км/с[12], что на 20 % меньше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда приближается к Солнцу. Звезда движется по небосводу на северо-восток[13].
Каппа Пегаса — это близкая тройная система, которая может быть исследована спектрографами, как спектрально-двойная звезда и с помощью телескопов как обычная тройная звезда[6]. В первом приближении, телескоп видно, что это две звезды, блеск которых +4.94m (B) и +5.04m[14] (A). Однако компонент B сам является, как это можно понять из спектрографических исследований, спектрально-двойной системой, распадаясь на компоненты Ba и Bb.
Оба компонента отдалены друг от друга на угловое расстояние в 0,235 ", что соответствует большой полуоси орбиты, по крайней мере, 8,139 а.е. и периоду обращения, по крайней мере, 11,7 лет[4] (для сравнения радиус орбиты Юпитера равен 5,2 а.е. и период обращения равен 11,86 лет). Эксцентриситет системы весьма велик и составляет 0,318[4]. Звёзды, то расходятся на расстояние 15,6 а.е., то сходятся на расстояние 8,1 а.е.. То есть если бы обе звезды находились бы в Солнечной системе, то они бы располагались между орбитами Юпитера (5,2 а.е.) и орбитами Урана (19,22 а.е.). Наклонение орбиты тоже очень большое и составляет 107,9 °[4], то есть система практически «лежит на боку» и к тому же вращается по ретроградной орбите, как это видится с Земли.
Массы звёзд, рассчитанные из третьего закона Кеплера, составляют 1,549 [4] (компонент A), 1,662 [4] (компонент Ba) и 0,814 [4] (компонент Bb). В связи с небольшим расстоянием до звёзд их радиусы могут быть измерены непосредственно и первая такая попытка была сделана в 1922 году. Угловой размер звезды тогда был оценён в 1,4 mas, а это значит, что на таком расстоянии абсолютный радиус Каппа Пегаса был оценён в 2,2 радиуса Солнца[15]. При последующих измерениях угловой размер звезды тогда был оценён в 0,67 mas, а это значит, что на таком расстоянии абсолютный радиус Каппа Пегаса был оценён в 0,95 радиуса Солнца[16], что конечно очень мало для звезд субгиганта спектрального класса F или даже старого карлика. Однако, исходя из теории звёздной эволюции, радиусы звёзд можно оценить следующим образом: у субгиганта или старого карлика радиус обычно равен 2,4 [6]. Также обе звезды светят я яркостью в 1,5 раза ярче нашего Солнца: их светимость составляет 1,5-1,6 в зависимости от того, являются ли они настоящими субгигантами или старыми карликами[6]. Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, их надо было бы поместить на расстоянии 1,22 а. е. Причём с такого расстояния обе звезды системы Каппа Пегаса выглядели бы в 2 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,04°[c]. (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).
Физические свойства компонента B
Поскольку все звёзды родились в одно и то же время в одном т том же месте, то у них будет одинаковый химический состав, т.е. металличность. Звезды, имеющие планеты, имеют тенденцию иметь большую металличность по сравнению Солнцем и Каппа Пегаса B имеет значение металличности более чем в 2 раза меньше, чем на Солнце: содержание железа в ней относительно водорода составляет 43%[7]. Звезда имеет поверхностную гравитацию3,00 СГС[7] или 10 м/с2, то есть практически в 27 раз меньше, чем на Солнце (274,0 м/с2), что по-видимому, может объясняться малой массой при большом диаметре звезды. Каппа Пегаса B вращается со скоростью 35 км/с[8], то есть в 17,5 раз быстрее солнечного вращения, что даёт период вращения звезды порядка 3,57дня.
Применение законов Кеплера дает полную массу системе 4,025 . Каппа Пегаса B является двойной звездой, его компоненты находятся всего в нескольких тысячных секунды друг от друга. (В свое время Каппа Пегаса А также считали двойной звездой, но, это не подтвердилось)[6]. Меньший спутник (Каппа Пегаса Bb) вращается вокруг более яркой Каппа Пегаса Ба с удивительно коротким периодом, всего 5,97 дня[4], радиус орбиты очень маленький и составляет 0,087 а.е.[4], то есть звёзды разделяет расстояние равное четверти расстояния от Меркурия до Солнца.
Вычитая массу Каппа Пегаса Ba из общего количества можно получить массу для спутника (Bb), которая будет равна 0,814 [4], которая характерна для оранжевого карликаспектрального класса K0 или G8[6].
Дальнейшая эволюция тройной звезды
Поскольку Каппа Пегаса уже заканчивает свою жизнь на главной последовательности, то возраст системы довольно большой и составляет ~2,5 млрд.[6]. Каппа Пегаса В и А превратятся в гигантов с ядрами из гелия, а затем в красных гигантов с углеродными ядрами. Последствия для карлика, который вращается вокруг Каппа Пегаса Вa, будут серьёзными, так как они, вероятно, просто сольются. Потеря массы в сочетании с действием двойной звезды может привести к образованию высокоструктурированной планетарной туманности, прежде чем один или оба компонента Каппы Пегаса превратятся в белых карликов[6].
Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды Каппа Пегаса есть спутник пятой величины, находящийся на очень малом угловом расстоянии, которое он сохраняет в течение последних почти 200 лет и он, несомненно, настоящий компаньон. Рядом находится компонент "C"[18] (компонент AB-C), звезда 11-й величины, которая просто лежит на линии прямой видимости на расстоянии, судя по параллаксу, 2093 св. лет. Сама звезда известна под именем PLX 5251[18].
Примечания
Комментарии
↑Расстояние рассчитано по приведённому значению параллакса
↑ 12Абсолютная звёздная величина вычисляется по формуле:: , где — видимая звёздная величина, — расстояние до объекта в пк, 10 пк
↑William Joseph Hussey: Trial Elements of the Orbit of δ Equulei, OΣ 535. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 12, Ausg. 76, 1900, S. 215–218. Bibcode: 1900PASP...12..215H, doi:10.1086/121393. Es gibt zwar ältere, jedoch falsche Periodenbestimmungen (Wroublewsky, 1887: 11,48 Jahre; See, 1895–1896: 11,45 Jahre).