EQ Пегаса

EQ Пегаса (EQ Pegasi, сокращ. EQ Peg) — кратная звезда северного полушария в созвездии Пегас. Звезда имеет видимую звёздную величину +10,165m, звезда не видна невооружённым глазом.

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos известно, что звёзды удалены примерно на 20,16 св. лет (6,18 пк) от Солнца. Звезды наблюдается южнее 78° ю. ш., , то есть видна практически на всей территории обитаемой Земли, за исключением приполярных областей Антарктиды. Лучшее время для наблюдения — сентябрь.

Звезда EQ Пегаса движется довольно быстро относительно Солнца: её радиальная гелиоцентрическая скорость равна 14,8 км/с, что на 48 % больше скорости местных звёзд Галактического диска, а также это значит, что звезда удаляется от Солнца. Звезда EQ Пегаса приближалась к Солнцу на расстояние 20,0 св. лет 35 000 лет назад, когда EQ Пегаса увеличивала свою яркость на 0,015m до величины 10,15m. По небосводу звезда движется на юго-восток, проходя по небесной сфере 0.58 угловых секунд в год.

Средняя пространственные скорости EQ Пегаса имеет следующие компоненты (U, V, W) =(-13.5, −5.6, −6.7), что означает U=−13,5 км/с (движется от галактического центра), V=−5,6 км/с (движется против направления галактического вращения) и W=−6,7 км/с (движется в направлении южного галактического полюса).

Имя звезды

EQ Пегаса (латинизированный вариант лат. EQ Pegasi) является обозначением характерным для переменных звёзд.

Обозначения компонентов как EQ Пегаса AB, AC и AD вытекают из конвенции, используемой Вашингтонским каталогом визуально-двойных звёзд (WDS) для звёздных систем, и принятого Международным астрономическим союзом (МАС).

Свойства кратной системы EQ Пегаса

EQ Пегаса AB — это широкая пара двойных звёзд, в которой компоненты отдалены друг от друга на расстояние в 35,9 а.е. и вращаются друг вокруг друга с периодом 359 лет. У орбиты не очень большой, но заметный эксцентриситет, который равен 0,2, и как результат звезды то сближаются на расстояние 28,7 а.е., то есть на расстоянии, чуть меньшем на котором в Солнечной системе находится Нептун, чья большая полуось равна 30,1 а.е., то удаляются на расстояние 42,7 а.е. , то есть на расстоянии, чуть большем на котором в Солнечной системе находится Плутон, чья большая полуось равна 39,5 а.е. Наклонение в системе довольно велико и составляет 123,5 °, то есть EQ Пегаса B вращается по ретроградной орбите, как это видится с Земли. Эпоха периастра, то есть год, когда звёзды сближались на минимальное расстояние — 2008 год.

Если мы будем смотреть со стороны EQ Пегаса A на EQ Пегаса B, то мы увидим красную звездочку, которая светит с яркостью −10.15m, то есть с яркостью 0,09 лун в полнолуние (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,004°, что составляет 0,8 % углового размера нашего Солнца. Если же мы будем смотреть со стороны EQ Пегаса B на EQ Пегаса A, то мы увидим красную звёзду, которая светит с яркостью −12.36m, то есть с яркостью 0,71 лун в полнолуние (в среднем, в зависимости от положения звезды на орбите). Причём угловой размер звезды будет — 0,005°, что составляет 1,0 % углового размера нашего Солнца. Более точные параметры звёзд приведены в таблице:

Возраст звёзд определён как 950 млн. лет, также известно, что звёзды с массой 0,36 M ⨀ {displaystyle M_{igodot }} живут на главной последовательности порядка 175 млрд. лет, а звёзды с массой 0,19 M ⨀ {displaystyle M_{igodot }} живут на главной последовательности гораздо дольше — порядка 1,05 трлн. лет. Таким обозом, обе звезды EQ Пегаса ещё очень нескоро станут красными гигантами, а затем, сбросив внешние оболочки, станут белыми карликами.

Свойства EQ Пегаса A

EQ Пегаса A — судя по её спектральному классу M4Ve звезда принадлежит к спектральному классу M4 c эмиссионными линиями. Таким образом водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Масса звезды равна 0,36 M ⨀ {displaystyle M_{igodot }} . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3585 К, что придаёт ей характерный красный цвет.

Для подобных звёзд характерен радиус равный 0,36 R ⨀ {displaystyle R_{igodot }} . Светимость звезды равна 0,019 L ⨀ {displaystyle L_{igodot }} . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,14 а.е., то есть в точку на 64 % ближе чем Меркурий располагается к Солнцу. Причём с такого расстояния EQ Пегаса A выглядела бы в 2,7 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,37° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звёзда EQ Пегаса A слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 10,38m, без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как вспыхивающая звезда.

Свойства EQ Пегаса B

Вторичный компонент EQ Пегаса B — судя по её спектральному классу M6Ve звезда принадлежит к спектральному классу M6 c эмиссионными линиями. Таким образом водород в ядре звезды является ядерным «топливом», то есть звезда находится на главной последовательности. Масса звезды равна 0,19 M ⨀ {displaystyle M_{igodot }} . Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 3309 К, что придаёт ей характерный красный цвет.

Для подобных звёзд характерен радиус равный 0,27 R ⨀ {displaystyle R_{igodot }} . Светимость звезды равна 0,008 L ⨀ {displaystyle L_{igodot }} . Для того, чтобы планета, аналогичная нашей Земле, получала бы примерно столько же энергии, сколько она получает от Солнца, её надо было бы поместить на расстоянии 0,09 а.е., то есть в точку на 77 % ближе чем Меркурий располагается к Солнцу. Причём с такого расстояния EQ Пегаса B выглядела бы в 3,2 раза больше нашего Солнца, каким мы его видим с Земли — 1,60° (угловой диаметр нашего Солнца — 0,5°).

Звёзда EQ Пегаса слегка переменная: во время наблюдений яркость звезды немного меняется, колеблясь вокруг значения 12,58m, без какой-либо периодичности (скорее всего у звезды или звёзд несколько периодов), тип переменной определён как вспыхивающая звезда.

История изучения кратности звезды

В 1941 году EQ Пегаса была впервые замечена как двойная звезда Карлом А. Виртаненом, который в ходе систематического обзора фотопластинок красных карликов в обсерватории Маккормика обнаружил спутник примерно на две величины слабее находящаяся на угловом расстоянии 3,5 секунд дуги то есть им был открыт компонент AB и звёзды вошли в каталоги как WIR 1. Оба компонента также должны быть спектрально-двойными системами со слабыми спутниками, которые не были обнаружены на орбитах в течение многих лет до сегодняшнего (2020 год) времени. В 1953 году американский астроном П. Лампенс (англ. Lampens, P) обнаружил компоненты AС и AD и звёзды вошли в каталоги как LMP 24.

Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице:

Обобщая все сведения о звезде, можно сказать, что у звезды EQ Пегаса, есть, как минимум, один спутник:

• компонент B, звезда 12-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии 5,4 секунд дуги. Звезда за последние примерно 80 лет сохраняет небольшое угловом расстоянии, вращаясь по эллиптической орбите;
• компонент C, звезда 12-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии 30,4 секунд дуги. У звезды известен каталожный номер TYC 1723-143-1 и параллакс, согласно которому звезда находится на расстоянии 2321 св. лет и, соответственно, в систему EQ Пегаса не входит;
• компонент D, звезда 14-ой величины, находящаяся на угловом расстоянии 36,8 секунд дуги. У звезды известен каталожный номер GSC 01723-00061 и параллакс, согласно которому звезда находится на расстоянии 10 370 св. лет и, соответственно, в систему EQ Пегаса не входит.

Звезда EQ Пегаса в культуре

В 1998 году телекоммуникационная компания BBC заявила о мистификации, связанной с якобы обнаруженными «инопланетными» сигналами, исходящими от звезды EQ Пегаса.

Ближайшее окружение звезды

Следующие звёздные системы находятся на расстоянии в пределах 20 световых лет от звезды EQ Пегаса (включены только: самая близкая звезда, самые яркие (<6,5m) и примечательные звёзды). Их спектральные классы приведены на фоне цвета этих классов (эти цвета взяты из названий спектральных типов и не соответствуют наблюдаемым цветам звёзд):

Рядом со звездой, на расстоянии 20 световых лет, есть ещё порядка 5 красных, оранжевых карликов и жёлтых карликов спектрального класса G, K и M, а также 1 белый карлик которые в список не попали.