DY Pegasi , abreviado DY Peg, es un sistema de estrellas binarias [4] en la constelación norteña de Pegaso . Es una estrella variable SX Phoenicis bien estudiada [9] con un brillo que varía desde una magnitud visual aparente de 9,95 hasta 10,62 con un período de 1,75 horas. [2] Este sistema es demasiado tenue para ser visto a simple vista, pero puede verse con binoculares grandes o con un telescopio. [10] Basado en su alto movimiento espacial y poca abundancia de elementos más pesados, es un sistema estelar de población II . [11]
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Pegaso |
Ascensión recta | 23 h 08 m 51.18555 s [1] |
Declinación | + 17 ° 12 ′ 55.9982 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 9,95 - 10,62 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | A3 a F1 [3] |
Tipo variable | SX Phe [4] [2] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 47.479 [1] mas / año Diciembre: −22.139 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 2,4483 ± 0,0712 [1] mas |
Distancia | 1.330 ± 40 ly (410 ± 10 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | 2,34 [5] 0,84 [6] |
Órbita [4] | |
Periodo (P) | 15.425,0 ± 205,7 días |
Semieje mayor (a) | ≥ 0,254 ± 0,034 AU |
Excentricidad (e) | 0,65 ± 0,10 |
Época del periastrón (T) | 2438276,86149 ± 0,00013 HJD |
Detalles | |
Masa | 1,54 M ☉ [5] 1,40 [6] M ☉ |
Radio | 2,09 ± 0,25 R ☉ [3] 3,74 - 3,95 [6] R ☉ |
Luminosidad | 11.34+2,82 −2,51 L ☉ [3] 34,6 ± 2,1 [6] L ☉ |
Temperatura | 7660 K [5] (7950 - 6750) [7] K |
Metalicidad [Fe / H] | −0,56 [4] dex |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 23,6 [4] km / s |
Edad | 1,7 [5] Gyr |
Otras designaciones | |
Clavija DY , BD + 16 ° 4877 , HD 218549, HIP 114290 [8] | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Historial de observación
La variabilidad de esta estrella fue reportada por primera vez por Otto Morgenroth en 1934, [4] y las primeras curvas de luz de su comportamiento fotométrico fueron construidas por AV Soloviev en 1938. [12] Esta curva mostró un rápido aumento de 0,7 en magnitud seguida de una declive más lento. [13] Se encontró que era una variable intrínseca con un período "ultracorto" de 105 minutos. Se encontró que el índice de color 'bv' de la estrella varía con cada ciclo, lo que corresponde a un cambio en el tipo espectral de A7 como máximo a F1 como mínimo. La observación directa de los espectros mostró una variación de A3 a A9. [14] Se encontró evidencia de pequeñas variaciones en la curva de luz entre cada ciclo. [15]
En 1972, fue ampliamente considerado como una cefeida enana; [16] una variable Delta Scuti . Sin embargo, algunos astrónomos lo clasificaron como un corto periodo RR s variables Lyrae . [17] Las observaciones fotométricas de DY Peg en 1975 por EH Geyer y M. Hoffman mostraron cambios no periódicos en la curva de luz que sugerían una pulsación armónica. [18] Un análisis de frecuencia de las observaciones realizadas por A. Masani y P. Broglia en 1953 reforzó la evidencia de que DY Peg es una cefeida de modo doble, que muestra una pulsación fundamental y un primer sobretono más débil con una relación de período de 0,764. [15] En 1982, se habían encontrado similitudes con SX Phoenicis , y ambos mostraban desviaciones comparables en sus períodos de tiempo. [19] La aplicación del método Baade-Wesselink proporcionó una estimación preliminar de la distancia a DY Peg de 820 ly (250 pc). [7]
En 2003, JN Fu y C. Sterken sugirieron que gran parte de la tendencia a largo plazo en los cambios del período de variabilidad podría explicarse por un modelo orbital altamente excéntrico, aunque no se consideró una solución completa ya que quedaban algunos pequeños residuos del período 1930. –1950. Ellos calcularon un período orbital preliminar de52,5 ± 0,3 años con una excentricidad de0,77 ± 0,01 . [20] L.-J. Li y S.-B. Qian en 2010 encontró una estimación de masa de la secundaria en el rango de 0.028 a0.173 M ☉ , lo que sugiere que la compañera puede ser una enana marrón . [12]
Propiedades
Un análisis de 2020 de los datos recopilados por la AAVSO encontró tres frecuencias independientes en la variabilidad del componente visible. Los modos primario y secundario son pulsaciones radiales con 13,71249 y 17,7000 ciclos por día, respectivamente, mientras que un modo no radial recién descubierto tiene una frecuencia de 18,138 ciclos por día. Consistente con ser una estrella de población II, tiene una metalicidad baja . [4] La clase estelar varía de A3 a F1 en cada ciclo, [3] y el radio de la estrella varía en un 3,5%. [3] Para explicar ciertas propiedades discrepantes del sistema, H.-F. Xue y J.-S. Niu propuso que el primario puede estar acumulando masa de un disco de polvo en órbita. Se conjetura que esto es material sobrante de una compañera enana blanca que pasó a través de la rama gigante asintótica . [4]
DY Pegasi se ha clasificado como variable SX Phoenicis por su baja metalicidad. Sin embargo, un estudio de 2014 de S. Barcza y JM Benkő encontró una abundancia general mucho mayor de elementos pesados con [M / H] =−0.05 ± 0.1 dex , acercándose a la composición solar. (Esta notación indica el logaritmo en base 10 de la relación de "metales" 'M' a hidrógeno 'H', en comparación con las mismas abundancias en el Sol. Un valor de 0.0 es solar). Variable Delta Scuti de gran amplitud . El corto período de esta variable la descarta como una variable RR Lyrae . [6]
Las propiedades de DY Pegasi son inciertas debido a la presencia de un compañero desconocido, pero parece estar cerca de la secuencia principal en el borde rojo (frío) de la franja de inestabilidad . [7] Sin embargo, también se ha tratado como una posible variable RR Lyrae que sería una estrella de rama horizontal . [6] Como una antigua variable SX Phoenicis de baja metalicidad, es muy similar a los rezagados azules , que se forman a partir de fusiones estelares o transferencia de masa en sistemas binarios. [7]
Referencias
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