IM Pegasi - IM Pegasi

IM Pegasi
Souhvězdí Pegasus map.svg
Červený kruh. Svg
Umístění IM Pegasi (v kroužku)
Data pozorování
Epocha J2000.0Rovnodennost J2000.0
SouhvězdíPegas
Správný vzestup22h 53m 02.26608s[1]
Deklinace+16° 50′ 28.2969″[1]
Zdánlivá velikost  (PROTI)5.55[2] (5.60 – 5.85[3])
Vlastnosti
Spektrální typK2 III + dG[4]
Variabilní typRS CVn[3]
Astrometrie
Radiální rychlost (R.proti)−14.43[5] km / s
Správný pohyb (μ) RA: −20.73[1] mas /rok
Prosinec: −27.75[1] mas /rok
Paralaxa (π)11.17 ± 0.33[1] mas
Vzdálenost292 ± 9 ly
(90 ± 3 ks )
Obíhat[2]
Doba (P)24,64877 ± 0,00003 d
Excentricita (E)0.00
Sklon (i)65 ° ≤ i ≤ 80 °°
Semi-amplituda (K.1)
(hlavní)		34,29 ± 0,04 km / s
Semi-amplituda (K.2)
(sekundární)		62,31 ± 0,06 km / s
Detaily[4]
hlavní
Hmotnost1.8 ± 0.2 M☉
Poloměr13.3 ± 0.6 R☉
Zářivost54 ± 9 L☉
Teplota4,550 ± 50 K.
Otáčení24,4936 dnů
sekundární
Hmotnost1.0 ± 0.07 M☉
Poloměr1.00 R☉
Zářivost0.9 ± 0.3 L☉
Teplota5,650 ± 200 K.
Jiná označení
IM Kolík, HD  216489, BOKY  112997, HR  8703, SAO  108231
Odkazy na databáze
SIMBADdata

IM Pegasi je proměnná binární hvězda systém přibližně 329 světelné roky pryč v souhvězdí z Pegas. S zdánlivá velikost z 5.7 je viditelný pro pouhé oko. Zvýšené povědomí veřejnosti o něm je způsobeno jeho používáním jako vodicí hvězdy pro Gravitační sonda B obecná relativita experiment. Byl zvolen pro tento účel, protože jeho mikrovlnné rádiové emise jsou pozorovatelné u velkého radioteleskop síť na zemi takovým způsobem, že její přesnou polohu lze spojit pomocí interferometrie vzdálený kvasary.[6]

Dvě složky binárního systému zahrnují a Obří hvězda typu K. a a Hvězda hlavní sekvence typu G. Odhaduje se, že primární hvězda je 1,8krát vyšší masivní a 13krát průměr z slunce. Odhaduje se, že sekundární hvězda je podobná velikosti Slunce a Hmotnost. Obíhají kolem svých společných barycentrum v období přesně odhadovaném na 24,64877 dnů.

Variabilita IM Pegasi je dána aktivní chromosférou obří primární hvězdy, která při otáčení způsobuje změny jasu o několik desetin velikosti.

Reference

  1. ^ A b C d E Van Leeuwen, F. (2007). Msgstr "Ověření nové redukce Hipparcos". Astronomie a astrofyzika. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007A & A ... 474..653V. doi:10.1051/0004-6361:20078357. S2CID  18759600.
  2. ^ A b Berdyugina, S. V .; Ilyin, I .; Tuominen, I. (1999). „Dlouhodobý binární RS Canum Venaticorum IM Pegasi. I. Orbitální a hvězdné parametry“. Astronomie a astrofyzika. 347: 932. Bibcode:1999A & A ... 347..932B.
  3. ^ A b Samus, N. N .; Durlevich, O. V .; et al. (2009). „Online katalog dat VizieR: Obecný katalog proměnných hvězd (Samus + 2007–2013)“. Online katalog VizieR: B / GCVS. Původně publikováno v: 2009yCat .... 102025S. 1. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  4. ^ A b Zellem, Robert; Guinan, Edward F .; Messina, Sergio; Lanza, Antonino F .; Wasatonic, Richard; McCook, George P. (2010). „Vícepásmová fotometrie chromosféricky aktivního a skvrnitého binárního systému IM Peg-the Guide Star pro misi gravitační sondy B“. Publikace astronomické společnosti Pacifiku. 122 (892): 670. Bibcode:2010PASP..122..670Z. doi:10.1086/653711.
  5. ^ Karataş, Y .; Bilir, S .; Eker, Z .; Demircan, O. (2004). "Kinematika chromosféricky aktivních dvojhvězd a důkazy o poklesu oběžné doby v binární evoluci". Měsíční oznámení Královské astronomické společnosti. 349 (3): 1069. arXiv:astro-ph / 0404219. Bibcode:2004MNRAS.349.1069K. doi:10.1111 / j.1365-2966.2004.07588.x. S2CID  15290475.
  6. ^ Shapiro, I. I .; Bartel, N .; Bietenholz, M. F .; Lebach, D. E.; Lestrade, J.-F .; Ransom, R. R .; Ratner, M. I. (2012). "VLBI pro gravitační sondu B. I. Přehled". Dodatek Astrophysical Journal. 201 (1): 1. arXiv:1204.4630. Bibcode:2012ApJS..201 .... 1S. doi:10.1088/0067-0049/201/1/1. S2CID  51776288.

externí odkazy