Эта Цефея, η Цефея | |||
---|---|---|---|
Звезда | |||
Наблюдательные данные (Эпоха J2000.0) |
|||
Тип | Одиночная звезда | ||
Прямое восхождение | 20ч 45м 17.37555с[1] | ||
Склонение | +61° 50′ 19.6167″[1] | ||
Расстояние | 46,53±0,07 св. года (14,27±0,02 пк) | ||
Видимая звёздная величина (V) | 3.426[2] | ||
Созвездие | Цефей | ||
Астрометрия | |||
Лучевая скорость (Rv) | –87.55 ± 0.11[3] км/c | ||
Собственное движение (μ) |
RA: +86.50[1] mas в год Dec: +818.02[1] mas в год |
||
Параллакс (π) | 70.10 ± ±0.11[1] mas | ||
Абсолютная звёздная величина (V) | 2.631[4] | ||
Характеристики | |||
Спектральный класс | K0IV[4] | ||
Показатель цвета (B − V) | +0.918[2] | ||
Показатель цвета (U − B) | +0.613[2] | ||
Физические характеристики | |||
Масса | 1.6[5] M☉ | ||
Радиус | 4.12 ± 0.07[6] R☉ | ||
Возраст | 2.5±0.3 млрд. [5] лет | ||
Температура | 4,950[6] K | ||
Светимость | 9.7 ± 0.5[6] L☉ | ||
Металличность | 6.79[7] | ||
|
|||
Информация в базах данных | |||
SIMBAD | данные | ||
Эта Цефея (η Цефея, Eta Cephei, сокращ. Eta Cep, η Cep), также имеющая собственное имя — Аль Кидр (англ. Al Kidr) — звезда в северном созвездии Цефей. Она делит имя «Аль Кидр» с Тета Цефея, хотя значение этого имени неизвестно. Звезда имеет видимую звёздную величину + 3,4m[2], и, согласно шкале Бортля, легко видна невооруженным глазом.
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 46 53 св. лет (14 27 пк) от Солнца [1]. Звезда наблюдается севернее 29° ю.ш[9].
η Cephei — (латинизированный вариант лат. Eta Cephei) является обозначением Байера.
Эта Цефея, наряду с α Цефея (Альдерамин) и β Цефея (Альфирк), были идентифицированы как англ. Al Kawākib al Firḳ (араб. الكوكب الفرق), что означает «Звезды стада» Улугбека[10][11].
В китайской астрономии, звезда относится к астеризму 天鈎 (Tiān Gōu), что означает «Небесный Крюк», состоящему из η Цефея, 4 Цефея, HD 194298, θ Цефея, α Цефея, ξ Цефея, 26 Цефея, ι Цефея и ο Цефея[12]. Звезда Эта Цефея известна как 天鈎四 (Tiān Gōu sì,, «Четвертая звезда небесного крюка»)[13].
Эта Цефея — субгигант спектрального типа K0IV [4], что указывает на то, что звезда исчерпывает запас водорода в своем ядре и находится в процессе превращения в гигантскую звезду. Её масса 1,6[5] раза больше массы Солнца, её возраст 2,5 млрд. лет [5], она имеет радиус в четыре раза больше солнечного[6] и светимость в десять раз больше Солнца[6]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4 950 К[6], что придаёт ей оранжевый оттенок звезды K-типа. Вращаясь с экваториальной скоростью 6,79 км/с (в 3 раз больше солнечной), этой звезде требуется менее 12 дней, чтобы совершить полный оборот.
Примерно через 150 миллионов лет звезда достигнет яркости в 1000 раз больше солнечной, а затем запустит тройную гелиевую реакцию (начав тем самым процесс «горения» углерода и кислорода), после чего звезда на некоторое время уменьшатся в размере, чтобы стать одним из гигантов, спектрального типа K, синтезирующих гелий[14]. Затем звезда сбросит свою оболочку и её месте останется постепенно остывающий «гелиевый» белый карлик.
Двойственность звезды открыл Шербёрн Бёрнхем в 1836 году. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[15]:
Год | Позиционный угол | Угловое расстояние | Видимая звёздная величина 1 компонента | Видимая звёздная величина 2 компонента | Код открывателя |
1836 | 34° | 100.5 | 3,43m | 11.3m | BU 1493 |
1957 | 66° | 51.7 |
Однако, спутник 11-й величины (Eta Cep B), находящийся на расстояние чуть меньше минуты дуги (51.7″), движется слишком быстро, чтобы стать настоящим спутником, и, видимо, просто находится на линии прямой видимости[14].
Из движения по небу со скоростью почти секунду дуги (0,82 ″) в год, расстояния и лучевой скорости в 88 км/с можно понять, что Эта Цефея движется относительно Солнца очень быстро 112 км/с[5] (примерно в 7 раз больше нормы), показывая, что звезда, вероятно, посетитель из более отдаленных уголков Галактики. Также у звезды, содержание железа (относительно водорода) довольно низкое, около двух третей от того, что найдено на Солнце[14].
По мнению Nelson&Angel (1998)[16], Эта Цефея показывает два существенных периодичности в изменении яркости — 164 дня и 10 лет соответственно, что указывает на возможность наличия одного или нескольких юпитероподобных планета на орбите вокруг субгиганта. Авторы установили верхний предел 0,64 массы Юпитера для предполагаемой внутренней планеты и 1,2 массы Юпитера для предполагаемой внешней планеты. Также Кэмпбелл и соавт. (1988)[17] предположили существование планетарных объектов или даже коричневых карликов, менее массивных, чем 16,3 MJ.
Тем не менее, более поздние исследования ещё не подтвердили существование какого-либо субзвездного спутника вокруг Эта Цефея. Команда обсерватории Макдональд установила пределы присутствия одной или нескольких планет [18] с массами от 0,13 до 2,4 масс Юпитера и средними расстояниями от 0,05 до 5,2 а.е.
Планета |
Масса (MJ) |
Радиус (RJ) |
Период обращения (дней) |
Большая полуось орбиты (а. е.) |
Эксцентриситет орбиты |
---|---|---|---|---|---|
Эта Цефея b | ≥0.64 | — | 163.57 | 0.638 | 0.17? |
Портал «Астрономия» |
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .