Мю Пегаса

Мю Пегаса
Мю Пегаса
	Звезда
	Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные; (Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение	22ч 50м 0,19с
Склонение	+24° 36′ 5,70″
Расстояние	106,1 ± 0,9 св. года (32,5 ± 0,3 пк)
Видимая звёздная величина (V)	3,514
Созвездие	Пегас
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	+13,54 ± 0,20 км/c
	Собственное движение
• прямое восхождение	+144,70 mas в год
• склонение	–41,87 mas в год
Параллакс (π)	30,74 ± 0,27 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	+0,432
Спектральные характеристики
Спектральный класс	G8III
	Показатель цвета
• B−V	+0,932
• U−B	+0,674
Физические характеристики
Масса	2,7 M⊙
Радиус	9,6 ± 0,4 R⊙
Температура	4950 K
Светимость	47,61 L☉
Металличность	–0,03
Вращение	4,0 км/с
Коды в каталогах
	Sadalbari, μ Peg, 48 Peg, BD+23 4615, FK5 862, GJ 4298, HD 216131, HIP 112748, HR 8684, SAO 90816.
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
	Информация в Викиданных ?

Мю Пегаса (лат. μ Pegasi), Sadalbari /ˌsædəlˈbɛəri/^[9] — звезда в северном созвездии Пегаса. Видимая звёздная величина объекта равна 3,5^[2], звезда доступна для наблюдения невооружённым глазом в безлунную ночь. Измерения годичного параллакса космическим аппаратом Hipparcos дали оценку расстояния от Солнца приблизительно 106 световых лет^[1].

Название

μ Пегаса — обозначение Байера для звезды.

Традиционное название Sadalbari происходит от арабской фразы счастливая звезда великолепного^[10]. В 2016 году Международный астрономический союз организовал Рабочую группу по именованию звёзд (Working Group on Star Names, WGSN)^[11] с целью каталогизации и стандартизации названий звёзд. WGSN утвердила название Sadalbari для звезды 21 августа 2016 года, под таким названием она входит в список утверждённых МАС названий^[9].

В китайской астрономии название 離宮 (Lì Gōng), означающее «Дворец отдыха», относится к астеризму, состоящему из Мю Пегаса, Лямбды Пегаса, Омикрона Пегаса, Эта Пегаса, Тау Пегаса и Ню Пегаса^[12]. Китайское название для Мю Пегаса — 離宮二 (Lì Gōng èr, «Вторая звезда дворца отдыха»)^[13].

Свойства

Спектр звезды соответствует спектральному классу G8 III^[5]. Класс светимости 'III' означает, что звезда исчерпала запас водорода в ядре и находится на стадии звезды-гиганта. Это немного более массивная, чем Солнце, звезда, а её радиус примерно в 10 раз превосходит солнечный^[6] (Мишенина и др. (2006) указывают оценку массы в 2,7 массы Солнца^[4]). Эффективная температура внешних слоёв атмосферы составляет около 4950 K^[5], что ниже чем у Солнца; при такой температуре звезда имеет жёлтый цвет^[14]^[15]. Содержание элементов тяжелее водорода и гелия, называемое в астрономии металличностью, примерно такое же как у Солнца^[5].

Примечания

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
↑ ¹ ² ³ ⁴ Jennens, P. A.; Helfer, H. L. (September 1975), "A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 172: 667—679, Bibcode:1975MNRAS.172..667J, doi:10.1093/mnras/172.3.667{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (не помеченный открытым DOI) (ссылка)
↑ Famaey, B.; et al. (January 2005), "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters", Astronomy and Astrophysics, 430 (1): 165—186, arXiv:astro-ph/0409579, Bibcode:2005A&A...430..165F, doi:10.1051/0004-6361:20041272
↑ ¹ ² ³ Mishenina, T. V.; et al. (September 2006), "Elemental abundances in the atmosphere of clump giants", Astronomy and Astrophysics, 456 (3): 1109—1120, arXiv:astro-ph/0605615, Bibcode:2006A&A...456.1109M, doi:10.1051/0004-6361:20065141
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ Frasca, A.; et al. (December 2009), "REM near-IR and optical photometric monitoring of pre-main sequence stars in Orion. Rotation periods and starspot parameters", Astronomy and Astrophysics, 508 (3): 1313—1330, arXiv:0911.0760, Bibcode:2009A&A...508.1313F, doi:10.1051/0004-6361/200913327
↑ ¹ ² Nordgren, Tyler E.; et al. (December 1999), "Stellar Angular Diameters of Late-Type Giants and Supergiants Measured with the Navy Prototype Optical Interferometer", The Astronomical Journal, 118 (6): 3032—3038, Bibcode:1999AJ....118.3032N, doi:10.1086/301114, Архивировано из оригинала 8 сентября 2015, Дата обращения: 1 января 2020{{citation}}: Википедия:Обслуживание CS1 (множественные имена: authors list) (ссылка)
↑ Massarotti, Alessandro; et al. (January 2008), "Rotational and Radial Velocities for a Sample of 761 HIPPARCOS Giants and the Role of Binarity", The Astronomical Journal, 135 (1): 209—231, Bibcode:2008AJ....135..209M, doi:10.1088/0004-6256/135/1/209
↑ "48 Peg -- High proper-motion Star", SIMBAD, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано из оригинала 26 января 2020, Дата обращения: 28 января 2012
↑ ¹ ² Naming Stars (неопр.). IAU.org. Дата обращения: 16 декабря 2017. Архивировано 11 апреля 2020 года.
↑ Allen, Richard Hinckley. Star Names: Their Lore and Meaning. — rep.. — New York City, NY: Dover Publications Inc., 1963. — С. 328—29. — ISBN 0-486-21079-0.
↑ IAU Working Group on Star Names (WGSN), International Astronomical Union, Архивировано из оригинала 23 апреля 2020, Дата обращения: 22 мая 2016.
↑ 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
↑ 香港太空館 — 研究資源 — 亮星中英對照表 Архивировано 25 октября 2008 года., Hong Kong Space Museum. Accessed on line November 23, 2010.
↑ "The Colour of Stars", Australia Telescope, Outreach and Education, Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation, December 21, 2004, Архивировано из оригинала 3 декабря 2013, Дата обращения: 16 января 2012
↑ Kaler, James B., "SADALBARI (Lambda and Mu Pegasi)", Stars, University of Illinois, Архивировано из оригинала 18 ноября 2011, Дата обращения: 28 января 2012