HR Pegasi (HR Peg / HD 216672 / HR 8714 / HIP 113131) és unestel variable s laconstel·lació del Pegàs demagnitud aparent mitjana +6,47.[6] S'hi troba a una mica menys de 1.000 anys llum delsistema solar.
HR Pegasi és unaestrella gegant freda detipus espectral S[6] amb unatemperatura efectiva de 3.500K. La mesura del seudiàmetre angular, 3,88mil·lisegons d'arc, condueix a un radi 125 vegades més gran que elradi solar.[7][8] Té unametal·licitat inferior a la delSol, sent la seva abundància relativa deferro un 60% de l'existent en el nostre estel.[7] Amb unamagnitud bolomètricaabsoluta de -4,75, la seva lluminositat és ~ 6.800 vegades superior a lalluminositat solar.[9] En el seuespectre s'ha detectat la presència detecneci, element delprocés-s de curta vida produït pernucleosíntesi estel·lar.[10]
HR Pegasi és unavariable polsantsemiregular SRB; aquestes sóngegants amb unaperiodicitat poc definida, però a les quals se li pot assignar un període mitjà. Per HR Pegasi sembla existir un llarg període de 641 dies enbanda B, R i I, amb una durada encara major enbanda V. També està present un segon període de menoramplitud la durada de la qual és de 54,4 ± 0,4 dies.[11]
- ↑ «Spectral types of S and SC stars on the revised MK system». The Astrophysical Journal Supplement Series, 7-1980, pàg. 379–391.DOI:10.1086/190673.
- ↑2,02,12,22,32,42,5Afirmat a:Gaia Data Release 2. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ «UBV photometry of stars whose positions are accurately known. VI». Astronomy and Astrophysics, 1991, pàg. 415–419.
- ↑4,04,14,2Caroline Soubiran «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2008, pàg. 91–101.DOI:10.1051/0004-6361:20078788.
- ↑Verne V. Smith «The chemical composition of red giants. II. Helium burning and the s-process in the MS and S stars» (en anglès). Letters of the Astrophysical Journal, 1986, pàg. 843–863.DOI:10.1086/164823.
- ↑6,06,1«HR Peg - S Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 27 desembre 2020].
- ↑7,07,1Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics, 480, 1, 2008. pp. 91-101 (Taula consultada en CDS).
- ↑Richichi, A.; Percheron, I.; Khristoforova, M. «CHARM2: An updated Catalog of High Angular Resolution Measurements». Astronomy and Astrophysics, 431, 2005. pp. 773-777 (Tabla consultada en CDS).
- ↑Guandalini, R.; Busso, M. «Infrared photometry and evolution of mass-losing AGB stars. II. Luminosity and colors of MS and S stars». Astronomy and Astrophysics, 488, 2, 2008. pp. 675-684.
- ↑Lebzelter, Th.; Hron, J. «A search for Technetium in semiregular variables». Astronomy and Astrophysics, 352, 1999. pp. 533-542.
- ↑Adelman, Saul J.; Dennis, John W., III «The S-Type Asymptotic Giant Branch Stars RS Cnc, ST Her, OP Her And HR Peg». Baltic Astronomy, 14, 2005. pp. 41-50.
.svg)
