Eta Cephei
η Cep | |||||||||||||||||||||||
![]() Położenie w gwiazdozbiorze | |||||||||||||||||||||||
Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||||
Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektascensja | 20h 45m 17,376s[1] | ||||||||||||||||||||||
Deklinacja | +61° 50′ 19,62″[1] | ||||||||||||||||||||||
Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||||
Odległość | 46,528 ± 0,073 ly | ||||||||||||||||||||||
Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||||
Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||||
Ruch własny (DEC) | 818,02 ± 0,10 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||||||
Prędkość radialna | −87,450 ± 0,025 km/s[1] | ||||||||||||||||||||||
Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||||
Rodzaj gwiazdy | podolbrzym | ||||||||||||||||||||||
Typ widmowy | K0 IV[2] | ||||||||||||||||||||||
Masa | 1,5 M☉[2] | ||||||||||||||||||||||
Promień | 4,06 R☉[2] | ||||||||||||||||||||||
Jasność | 9,2 L☉[2] | ||||||||||||||||||||||
Wiek | 2,8 mld lat[2] | ||||||||||||||||||||||
Temperatura | 4990 K[2] | ||||||||||||||||||||||
Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||||
|
Eta Cephei (η Cep) – gwiazda w gwiazdozbiorze Cefeusza, odległa od Słońca o około 46,5 roku świetlnego.
Nazwa
Arabowie wyobrażali sobie w tej części nieba stado owiec, strzeżone przez pasterza z psami; Johann Bayer identyfikował tę gwiazdę z pasterzem. Uług Beg określał gwiazdy Alfa, Beta i Eta Cephei nazwą الكوكب الفرق Al Kawākib al Firḳ „gwiazdy stada”[3]. Wykaz naz własnych zawarty w Technical Memorandum 33-507 przypisuje Eta Cephei nazwę własną Kabalfird[4].
Charakterystyka
Eta Cephei jest podolbrzymem należącym do typu widmowego K0. Jego jasność jest około 9,2 raza większa niż jasność Słońca, a temperatura jest równa 4990 K. Promień gwiazdy jest cztery razy większy od słonecznego. Teoria ewolucji gwiazd pozwala obliczyć, że jej masa jest 1,5 raza większa niż masa Słońca i gwiazda ma około 2,8 miliarda lat. W jej jądrze ustały reakcje syntezy wodoru w hel, a za około 150 milionów lat rozpocznie się synteza helu w węgiel; Eta Cephei osiągnie wówczas jasność tysiąc razy większą niż Słońce[2].
Eta Cephei ma optyczną towarzyszkę o wielkości 11,3m, odległą o 45,9 sekundy kątowej (pomiar z 2000 roku)[5][6]. Ruch własny obu gwiazd jest różny, co świadczy, że nie są związane grawitacyjnie. Eta Cephei ma prędkość ruchu względem Słońca siedmiokrotnie większą niż typowe przedstawicielki naszego otoczenia galaktycznego, a także metaliczność o jedną trzecią niższą niż Słońce, co świadczy, że pochodzi z innej części Drogi Mlecznej[2].
Zobacz też
Przypisy
- ↑ a b c d e f g Eta Cephei w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ a b c d e f g h Jim Kaler: Eta Cephei. STARS, 2011-12-16. [dostęp 2017-09-29]. (ang.).
- ↑ Cepheus. W: Richard Hinckley Allen: Star Names Their Lore and Meaning. Nowy Jork: Dover Publications Inc., 1963, s. 155–159. ISBN 0-486-21079-0. (ang.).
- ↑ Jack W.J.W. Rhoads Jack W.J.W., Technical Memorandum 33-507, NASA/Jet Propulsion Laboratory, 15 listopada 1971 [dostęp 2019-01-09] (ang.).
- ↑ Mason et al.: WDS J20453+6150A. [w:] The Washington Double Star Catalog [on-line]. VizieR, 2014.
- ↑ CCDM J20453+6150B w bazie SIMBAD (ang.)