Каппа Пегаса

Каппа Пегаса (латинизированный вариант Kappa Pegasi) является обозначением Байера, данным им звезде в 1603 году[13]. Хотя звезда и имеет обозначение Каппа (10-я буква греческого алфавита), однако сама звезда — 12-я по яркости в созвездии. У звезды также есть обозначение, данное Флемстидом —10 Пегаса (лат. 10 Pegasi)[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 +4.94^m (B) и +5.04^m[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.

Обе звезда классифицируется в различных источниках по-разному: то как карлики спектрального класса F5V[3], что указывает на то, что водород в ядре звезды служит ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности, то как субгиганты спектрального класса F5IV[4], то есть водород в ядре звезды закончился и началось «горение» водорода в оболочке ядра, то есть звезда но уже сошла со стадии главной последовательности. Звезды излучают энергию со своей внешней атмосферы при одинаковых эффективных температурах около 6579[10], что придаёт им характерный бело-жёлтый цвет звезды спектрального класса F. Однако, их эффективные температуры и спектральные классы отдельных звёзд всё-таки не совсем понятны: Каппа Пегаса B может быть такой же горячей, как и звезда спектрального класса F2, но температурные измерения предполагают, что звезда относится и спектральному классу F5[6].

Массы звёзд, рассчитанные из третьего закона Кеплера, составляют 1,549 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[4] (компонент A), 1,662 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[4] (компонент Ba) и 0,814 ${\displaystyle M_{\bigodot }}$[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 ${\displaystyle R_{\bigodot }}$[6]. Также обе звезды светят я яркостью в 1,5 раза ярче нашего Солнца: их светимость составляет 1,5-1,6 ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ 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°[lower-alpha 3]. (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

В 1828 году В.Я. Струве открыл один из компонентов оптически двойной звезды Каппа Пегаса (AB-C) и звезда вошла в каталоги как STF 2824[lower-alpha 4]. Истинную природу двойной звезды открыл в 1880 году Ш. У. Бёрнхем (компонент AB) и звезда вошла в научный оборот как BU 989[lower-alpha 5]. До 1900 года Каппа Пегаса была «рекордсменом» как двойная звезда с самым коротким известным орбитальным периодом (11,6 года), пока её не заменила звезда Дельта Малого Коня[17] с орбитальным периодом (5,7 года). Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[2][14]:

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].

• Изображение Каппа Пегаса