V391 Pegasi

V391 Pegasi

Một đường cong ánh sáng cho V391 Pegasi, bởi Silvotti et al. (2010)[1]
Dữ liệu quan sát
Kỷ nguyên J2000.0      Xuân phân J2000.0
Chòm sao Phi Mã
Xích kinh 22h 04m 12.104s[2]
Xích vĩ +26° 25′ 07.82″[2]
Cấp sao biểu kiến (V) +14.61[3]
Các đặc trưng
Giai đoạn tiến hóaSubdwarf B
Kiểu quang phổsdB[4]
Kiểu biến quangV361 Hydrae (sdBVr)[5]
Trắc lượng học thiên thể
Chuyển động riêng (μ) RA: −4.822[2] mas/năm
Dec.: 3.797[2] mas/năm
Thị sai (π)0.8073 ± 0.0536[2] mas
Khoảng cách4000 ± 300 ly
(1240 ± 80 pc)
Cấp sao tuyệt đối (MV)+3.88[4]
Chi tiết
Khối lượng0.47[4] M☉
Bán kính0.23[4] R☉
Độ sáng34[4] L☉
Hấp dẫn bề mặt (log g)54±01[6] cgs
Nhiệt độ29300±500[6] K
Tuổi>10[7] Gyr
Tên gọi khác
HS 2201+2610, 2MASS J22041211+2625078
Cơ sở dữ liệu tham chiếu
SIMBADdữ liệu

V391 Pegasi, cũng được phân loại là HS 2201+2610, là một ngôi sao subdwarf có ánh sáng màu trắng xanh cách Trái Đất khoảng 4.000 năm ánh sáng trong chòm sao Phi Mã. Ngôi sao này khá nhỏ, chỉ bằng một nửa khối lượng và nhỏ hơn một phần tư đường kính của Mặt Trời, nhưng có độ sáng gấp 34 lần Mặt Trời. V391 Pegasi có thể đã khá già, có lẽ hơn 10 Gyr. Đây là một ngôi sao biến quang thuộc loại V361 Hydrae (hay còn gọi là kiểu sdBVr). Người ta tin rằng khối lượng của V391 Pegasi khi ngôi sao này vẫn còn trong dãy chính là từ 0,8 đến 0,9 khối lượng Mặt Trời.[7]

Hình thành

Các sao subdwarf B như V391 Pegasi được cho là kết quả của sự phóng ra lớp vỏ hydro của một ngôi sao khổng lồ đỏ tại hoặc ngay trước khi bắt đầu phản ứng tổng hợp heli. Sự phóng ra chỉ để lại một lượng nhỏ hydro trên bề mặt—chưa đến 1/1000 tổng khối lượng của sao. Cuối cùng, ngôi sao sẽ nguội đi, trở thành một sao lùn trắng có khối lượng thấp. Hầu hết các ngôi sao có thể giữ lại được nhiều hydro sau giai đoạn sao khổng lồ đỏ đầu tiên, và cuối cùng trở thành sao nhánh tiệm cận khổng lồ. Lý do khiến một số ngôi sao, như V391 Pegasi, giảm khối lượng quá nhiều vẫn chưa được biết rõ.[4]

Hệ hành tinh giả thuyết

Năm 2007, nghiên cứu sử dụng phương pháp variable star timing đã chỉ ra sự hiện diện của một hành tinh khí khổng lồ quay quanh V391 Pegasi.[7] Hành tinh này được đặt tên là V391 Pegasi b. Hành tinh này đã cung cấp manh mối về những gì có thể xảy ra với các hành tinh trong Hệ Mặt Trời khi Mặt Trời trở thành sao khổng lồ đỏ trong vòng 5 tỷ năm tới.[8]

Tuy nhiên, nghiên cứu tiếp theo được công bố vào năm 2018[4] đã tìm thấy bằng chứng ủng hộ và chống lại sự tồn tại của ngoại hành tinh này. Mặc dù sự tồn tại của hành tinh này không bị bác bỏ, nhưng trường hợp về sự tồn tại của V391 Pegasi b là không chắc chắn và các tác giả tuyên bố rằng nó "cần được xác nhận bằng một phương pháp độc lập".

Hệ hành tinh V391 Pegasi
Thiên thể đồng hành
(thứ tự từ ngôi sao ra) 		Khối lượng Bán trục lớn
(AU) 		Chu kỳ quỹ đạo
(ngày) 		Độ lệch tâm Độ nghiêng Bán kính
b >3.2±0.7 MJ 1.7±0.1 1170±44 0.00 — —

Tham khảo

  1. ^ Silvotti, R.; Randall, S. K.; Dhillon, V. S.; Marsh, T. R.; Savoury, C. D.; Schuh, S.; Fontaine, G.; Brassard, P. (tháng 12 năm 2010). “V391 Peg: Identification of the two main pulsation modes from ULTRACAM u'g'r' amplitudes”. Astronomische Nachrichten. 331: 1034–1037. arXiv:1005.2840. Bibcode:2010AN....331.1034S. doi:10.1002/asna.201011451. S2CID 119117121. Truy cập ngày 14 tháng 2 năm 2022.
  2. ^ a b c d e Brown, A. G. A.; và đồng nghiệp (Gaia collaboration) (tháng 8 năm 2018). “Gaia Data Release 2: Summary of the contents and survey properties”. Astronomy & Astrophysics. 616. A1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A&A...616A...1G. doi:10.1051/0004-6361/201833051. Hồ sơ Gaia DR2 cho nguồn này tại VizieR.
  3. ^ Zacharias, N.; Finch, C. T.; Girard, T. M.; Henden, A.; Bartlett, J. L.; Monet, D. G.; Zacharias, M. I. (2012). “VizieR Online Data Catalog: UCAC4 Catalogue (Zacharias+, 2012)”. VizieR On-line Data Catalog. Bibcode:2012yCat.1322....0Z.
  4. ^ a b c d e f g Silvotti, R.; Schuh, S.; Kim, S.L.; Lutz, R.; Reed, M.; Benatti, S.; Janulis, R.; Lanteri, L.; Østensen, R.; Marsh, T.R.; Dhillon, V.S. (tháng 3 năm 2018), “The sdB pulsating star V391 Peg and its putative giant planet revisited after 13 years of time-series photometric data.”, Astronomy & Astrophysics, 611: A85, arXiv:1711.10942, Bibcode:2018A&A...611A..85S, doi:10.1051/0004-6361/201731473, S2CID 119492634
  5. ^ Samus, N. N.; Durlevich, O. V.; và đồng nghiệp (2009), “VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2013)”, VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S, 1: B/gcvs, Bibcode:2009yCat....102025S
  6. ^ a b R. Østensen; J.-E. Solheim; U. Heber; R. Silvotti; và đồng nghiệp (2001), “Detection of pulsations in three subdwarf B stars”, Astronomy and Astrophysics, 368 (1): 175–182, Bibcode:2001A&A...368..175O, doi:10.1051/0004-6361:20000488
  7. ^ a b c Silvotti, R.; Schuh, S.; Janulis, R.; Solheim, J. -E.; Bernabei, S.; Østensen, R.; Oswalt, T. D.; Bruni, I.; Gualandi, R.; Bonanno, A.; Vauclair, G.; Reed, M.; Chen, C. -W.; Leibowitz, E.; Paparo, M.; Baran, A.; Charpinet, S.; Dolez, N.; Kawaler, S.; Kurtz, D.; Moskalik, P.; Riddle, R.; Zola, S. (2007), “A giant planet orbiting the 'extreme horizontal branch' star V391 Pegasi” (PDF), Nature, 449 (7159): 189–91, Bibcode:2007Natur.449..189S, doi:10.1038/nature06143, PMID 17851517, S2CID 4342338
  8. ^ Fortney, Jonathan (12 tháng 9 năm 2007), “The one that got away”, Nature, 449 (7159): 147–148, Bibcode:2007Natur.449..147F, doi:10.1038/449147a, PMID 17851500, S2CID 38288758

Liên kết ngoài

Strategi Solo vs Squad di Free Fire: Cara Menang Mudah!