DY Pegasi

DY Pegasi
Observationsdata Epok: J2000.0
Stjärnbild	Pegasus
Rektascension	23^t 08^m 51,186^s[1]
Deklination	+17° 12′ 45,00″[1]
Skenbar magnitud (${\displaystyle V}$)	+9,95 – 10,62[2]
Stjärntyp
Spektraltyp	A3 – F1[3]
Variabeltyp	SX Phoenicis-variabel[4][2]
Astrometri
Radialhastighet (${\displaystyle R_{v}}$)	-25,30 ± 2,7[5] km/s
Egenrörelse (µ)	RA: +47,248[1] mas/år Dek.: -22,103[1] mas/år
Parallax (${\displaystyle \pi }$)	2,4588 ± 0,0452[1]
Avstånd	1 330 ± 20 lå (407 ± 7 pc)
Absolut magnitud (${\displaystyle M_{V}}$)	2,34[6] 0,84[7]
Detaljer
Massa	1,54[6] 1,40[7] M☉
Radie	2,09 ± 0,25[3] 3,74 – 3,95[7] R☉
Luminositet	11,34 ^+2,82−2,51[3] 34,6 ± 2,1[7] L☉
Temperatur	7 660[6] (7 950 – 6 750)[8] K
Metallicitet	-0,56[4]
Vinkelhastighet	23,6[4] km/s
Ålder	1,7[6] miljarder år
Andra beteckningar
HD 218549, BD+16 4877, GSC 01712-01253, HIC 114290, HIP 114290, 2MASS J23085118+1712560, TYC 1712-1253-1, DY Pegasi, Gaia DR3 2818568340927037056, Gaia DR1 2818568336630450816, Gaia DR2 2818568340925308160[9][10]

DY Pegasi eller HD 218549 är en dubbelstjärna^[4] belägen i den mellersta delen av stjärnbilden Pegasus. Den har en högsta skenbar magnitud av ca 9,95^[2] och kräver en kraftig handkikare eller ett mindre teleskop för att kunna observeras.^[11] Baserat på parallax enligt Gaia Data Release 3 på ca 2,46 mas,^[1] beräknas den befinna sig på ett avstånd på ca 1 330 ljusår (407 parsek) från solen. Den rör sig närmare solen med en heliocentrisk radialhastighet på ca -25 km/s.^[5] Baserat på dess stora egenrörelse och låga mängder av tyngre element, bedöms den vara en population II-stjärna.^[12]

Observation

Variabiliteten hos DY Pegasi rapporterades först av Otto Morgenroth 1934,^[4] och den första ljuskurvan för dess fotometriska beteende konstruerades av A.V. Soloviev 1938.^[13] Denna kurva visade en snabb ökning med 0,7 enhet i skenbar magnitud följt av en långsammare nedgång.^[14] Det visade sig vara en inneboende variabel med en "ultrakort" period på 105 minuter. Stjärnans 'b-v' färgindex visade sig variera med varje cykel, vilket motsvarar en förändring i spektraltyp från A7 vid maximum till F1 vid minimum. Direkt observation av spektra visade en variation från A3 till A9.^[15] Bevis hittades på små variationer i ljuskurvan mellan varje cykel.^[16]

År 1972 betraktades den allmänt som en dvärgcepheid,^[17] en Delta Scuti-variabel. Men vissa astronomer klassade det som en kortperiodisk RR-Lyrae-variabel.^[18] Fotometriska observationer av DY Pegasi 1975 av E. H. Geyer och M. Hoffman visade icke-periodiska förändringar av ljuskurvan som antydde en övertonspulsering.^[19] En frekvensanalys av observationer gjorda av A. Masani och P. Broglia 1953 stärkte bevisen för att DY Pegasi är en dubbeltydig cepheid, som har en fundamental pulsering och en svagare första överton med ett periodförhållande på 0,764.^[16] År 1982 hade likheter med SX Phoenicis hittats, där båda visade jämförbar drift i sina uppåtperioder.^[20] Tillämpning av Baade-Wesselink-metoden gav en preliminär avståndsuppskattning till DY Pegasi på 820 ljusår (250 pc).^[8]

År 2003 hävdade J. N. Fu och C. Sterken att mycket av den långsiktiga trenden i variationsperiodens förändringar kunde förklaras av en mycket excentrisk omloppsmodell, även om den 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.^[21] L.-J. Li och S.-B. Qian gjorde 2010 en massuppskattning av följeslagaren i intervallet 0,028 till 0,173 solmassa, vilket tyder på att följeslagaren kan vara en brun dvärg.^[13]

Egenskaper

Ljuskurva i visuella bandet för DY Pegasi anpassad från ASA-SN-data (2012)^[22]

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 dygn, medan ett nyupptäckt icke-radialt läge har en frekvens på 18,138 cykler per dygn. I enlighet med att den är en population II-stjärna har den en låg metallicitet.^[4] Stjärnklassen sträcker sig från A3 till F1 över varje cykel,^[3] och stjärnans radie varierar med 3,5 procent.^[3] För att förklara vissa avvikande egenskaper hos systemet, föreslog H.-F. Xue och J.-S. Niu att primärstjärnan kan samla massa från en omkretsande stoftskiva. Detta antas vara överblivet material från en följeslagare i form av en vit dvärg när den passerade genom den asymptotiska jättegrenen.^[4]

DY Pegasi har klassificerats som en SX Phoenicis-variabel på basis av dess låga metallicitet. En studie från 2014 av S. Barcza och J. M. Benkő fann dock ett mycket högre allmänt överskott av tunga grundämnen med [M/H] = −0,05±0,1 dex, som närmar sig solens sammansättning. De föreslog att detta istället kan vara en Delta Scuti-variabel med stor amplitud. Den korta perioden för denna variabel utesluter den som en RR-Lyrae-variabel.^[10]

Egenskaperna hos DY Pegasi är osäkra på grund av närvaron av en okänd följeslagare, men den verkar ligga nära huvudserien vid den röda (kalla) kanten av instabilitetsremsan.^[8] Den har dock också behandlats som en möjlig RR Lyrae-variabel som skulle vara en stjärna på horisontella jättegrenen.^[7] Som en gammal SX Phoenicis-variabel med låg metallicitet är den mycket lik en blå eftersläpare, som bildas genom stjärnsammanslagning eller massöverföring i dubbelstjärna.^[8]

Referenser

Den här artikeln är helt eller delvis baserad på material från engelskspråkiga Wikipedia, DY Pegasi, 3 december 2023.

Noter

1. ^ [ ] Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e). Gaia EDR3 record for this source at VizieR.
2. ^ [ ] Samus', N. N; et al. (2017), "General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1", Astronomy Reports, 61 (1): 80, Bibcode:2017ARep...61...80S, doi:10.1134/S1063772917010085, S2CID 125853869.
3. ^ [ ] Wilson, W. J. F.; et al. (April 1998), "Studies of Large-Amplitude delta Scuti Variables. III. DY Pegasi", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 110 (746): 433–450, Bibcode:1998PASP..110..433W, doi:10.1086/316148.
4. ^ [ ] Xue, Hui-Fang; Niu, Jia-Shu (November 2020), "DY Pegasi: An SX Phoenicis Star in a Binary System with an Evolved Companion", The Astrophysical Journal, 904 (1): 12, arXiv:2008.02542, Bibcode:2020ApJ...904....5X, doi:10.3847/1538-4357/abbc12, S2CID 221006143, 5.
5. ^ [ ] Gontcharov, G. A. (November 2006), "Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35495 Hipparcos stars in a common system", Astronomy Letters, 32 (11): 759–771, arXiv:1606.08053, Bibcode:2006AstL...32..759G, doi:10.1134/S1063773706110065, S2CID 119231169.
6. ^ [ ] Hintz, Eric G.; et al. (June 2004), "Period Changes in the SX Phoenicis Star DY Pegasi", The Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 116 (820): 543–553, Bibcode:2004PASP..116..543H, doi:10.1086/420858, S2CID 120366195.
7. ^ [ ] Barcza, S.; Benkő, J. M. (August 2014), "Fundamental parameters of RR Lyrae stars from multicolour photometry and Kurucz atmospheric models - III. SW And, DH Peg, CU Com and DY Peg", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 442 (2): 1863–1876, arXiv:1405.4184, Bibcode:2014MNRAS.442.1863B, doi:10.1093/mnras/stu978.
8. ^ [ ] Meylan, G.; et al. (April 1986), "RR Lyrae, delta Scuti, SX Phoenicis stars and Baade-Wesselink method. I. Photometric and radial velocity measurements of four field stars: RR Cet, DX Del, BS AQR and DY Peg", Astronomy and Astrophysics, 159: 261–268, Bibcode:1986A&A...159..261B.
9. DY Peg (unistra.fr). Hämtad 2023-12-25.
10. ^ [ ] "DY Peg". SIMBAD. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Hämtad 2020-01-02.
11. "The astronomical magnitude scale", International Comet Quarterly, hämtad 2020-12-31.
12. Frolov, M. S.; Irkaev, B. N. (January 1984), "On the SX Phe-Type Stars", Information Bulletin on Variable Stars, 2462: 1, Bibcode:1984IBVS.2462....1F.
13. ^ [ ] Li, L. -J.; Qian, S. -B. (June 2010), "A Period Investigation of the SX Phoenicis Star DY Pegasi", The Astronomical Journal, 139 (6): 2639–2642, Bibcode:2010AJ....139.2639L, doi:10.1088/0004-6256/139/6/2639.
14. Iriarte, Braulio (September 1952), "A Photoelectric Light-Curve of DY Peg", Astrophysical Journal, 116: 382, Bibcode:1952ApJ...116..382I, doi:10.1086/145621.
15. Geilker, Chas. D. (July 1957), "Three-color photometry of the ultrashort-period variable DY Pegasi.", Astronomical Journal, 62: 143, Bibcode:1957AJ.....62..143G, doi:10.1086/107494.
16. ^ [ ] Kozar, T. (August 1980), "DY Pegasi - a Double Mode Dwarf Cepheid?", Information Bulletin on Variable Stars, 1834: 1, Bibcode:1980IBVS.1834....1K.
17. Warner, B.; Nather, R. E. (1972), "Three-colour photometry of DY Pegasi", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 156 (3): 315, Bibcode:1972MNRAS.156..315W, doi:10.1093/mnras/156.3.315.
18. Geyer, E. H.; Hoffmann, M. (October 1974), "Maxima of the RRs-variables CY Aqr, DY Her and DY Peg", Information Bulletin on Variable Stars, 936: 1, Bibcode:1974IBVS..936....1G.
19. Geyer, E. H.; Hoffmann, M. (August 1975), "A two-colour photometry of the short period RR Lyrae star DY Peg.", Astronomy & Astrophysics Supplement Series, 21: 183–188, Bibcode:1975A&AS...21..183G.
20. Coates, D. W.; et al. (April 1982), "The rates of change of the fundamental and overtone periods of SX Phe", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 199: 135–139, Bibcode:1982MNRAS.199..135C, doi:10.1093/mnras/199.1.135.
21. Fu, J. N.; Sterken, C. (July 2003), "Long-term variability of the SX Phoenicis star CY Aquarii", Astronomy and Astrophysics, 405 (2): 685–688, Bibcode:2003A&A...405..685F, doi:10.1051/0004-6361:20030589.
22. "ASAS-SN Variable Stars Database". ASAS-SN Variable Stars Database. ASAS-SN. Hämtad 6 januari 2022.

Externa länkar

• https://www.universeguide.com/star/star/114290/dypegasi.