Зета Цефеи - Zeta Cephei

Зета Цефеи
Созвездие Цефея map.svg
Красный circle.svg
Расположение ζ Cephei (обведено)
Данные наблюдений
Эпоха J2000Равноденствие J2000
СозвездиеЦефей
Прямое восхождение22час 10м 51.279s[1]
Склонение+58° 12′ 04.53″[1]
Видимая величина  (V)3.35[2]
Характеристики
Спектральный типK1,5 фунтов[3]
B − V индекс цвета+1.55[2]
Тип переменнойЗатмевающий двоичный файл ?[4]
Астрометрия
Правильное движение (μ) РА: 12.654 ± 0.4618[1] мас /год
Декабрь: 5.989 ± 0.835[1] мас /год
Параллакс (π)5.5039 ± 0.4618[1] мас
Расстояние590 ± 50 лы
(180 ± 20 ПК )
Абсолютная величина  (MV)−4.7[5]
Подробности
Радиус94[6] р☉
Яркость2,228 - 2,249[6] L☉
Поверхностная гравитация (бревнограмм)0.75[7] cgs
Температура4,072±170[6] K
Металличность [Fe / H]+0.22[7] dex
Скорость вращения (v грехя)10.64[8] км / с
Прочие обозначения
21 Цефей, HR  8465, BD +57°2475, HD  210745, GCTP  5139.00, SAO  34137, FK5  836, БЕДРО  109492
Ссылки на базы данных
SIMBADданные

Зета Цефеи (ζ Cep, ζ Cephei) является звезда в созвездие из Цефей. Зета Цефей отмечает слева плечо Цефея, царя Иоппия (Эфиопия ).[требуется разъяснение ] Это одна из фундаментальных звезд спектральной последовательности МК, определяемая как тип K1.5 Ib.

Зета Цефеи - апельсин сверхгигант звезда с температурой поверхности 3853 К и в восемь раз более массивная, чем солнце. В яркость Зета Цефеи примерно в 3600 раз больше Солнца. На расстоянии около 840 световых лет,[9] Зета Цефеи имеет видимую звездную величину (м) 3,4 и абсолютной величиной (M) -4,7. У звезды есть металличность примерно в 1,6 раза больше Солнца; т.е. он содержит в 1,6 раза больше материала тяжелых элементов, чем Солнце.

Hekker et al. (2008) обнаружили периодичность 533 дней, намекая на возможное присутствие пока невидимого спутника.[10] Он указан как возможная затменная двойная система с очень малой амплитудой.[4]

На краю от 8 до 10 солнечная масса (M☉ ) предел, при котором звезды развиваются утюг ядра, а затем взорваться как сверхновые, Наиболее вероятная судьба Зеты Цефея - произвести очень массивный белый Гном недалеко от Предел Чандрасекара (1.4 M☉), на которых могут выжить такие плотные остатки. Если Зета Цефеи является а двойная звезда; т.е. если есть является звездный компаньон, и он достаточно близок, чтобы накормить достаточным количеством вещества будущий белый карлик, весьма вероятно, что предел может быть превышен, что приведет к коллапсу белого карлика и Сверхновая типа Ia взрыв.[нужна цитата ]

Рекомендации

  1. ^ а б c d е Brown, A.G.A .; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). "Гайя Выпуск данных 2: сводка содержания и свойств опроса ". Астрономия и астрофизика. 616. А1. arXiv:1804.09365. Bibcode:2018A & A ... 616A ... 1G. Дои:10.1051/0004-6361/201833051. Запись Gaia DR2 для этого источника в VizieR.
  2. ^ а б Левеск, Эмили М.; Мэсси, Филипп; Olsen, K. A. G .; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал. 628 (2): 973. arXiv:astro-ph / 0504337. Bibcode:2005ApJ ... 628..973L. Дои:10.1086/430901.
  3. ^ Morgan, W. W .; Кинан, П. С. (1973). «Спектральная классификация». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 11: 29. Bibcode:1973ARA & A..11 ... 29M. Дои:10.1146 / annurev.aa.11.090173.000333.
  4. ^ а б Samus, N. N .; Дурлевич, О. В .; и другие. (2009). "Онлайн-каталог данных VizieR: Общий каталог переменных звезд (Samus + 2007–2013)". Онлайн-каталог данных VizieR: B / gcvs. Первоначально опубликовано в: 2009yCat .... 102025S. 1: 02025. Bibcode:2009yCat .... 102025S.
  5. ^ Удача, Р. Э. (1982). «Химический состав сверхгигантов поздних типов. IV - Однородные содержания и тенденции галактической металличности». Астрофизический журнал. 256: 177. Bibcode:1982ApJ ... 256..177L. Дои:10.1086/159895.
  6. ^ а б c Messineo, M .; Браун, А.Г.А. (2019). "Каталог известных галактических K-M звезд кандидатов в красные сверхгиганты класса I в Gaia DR2". Астрономический журнал. 158: 20. arXiv:1905.03744. Bibcode:2019AJ .... 158 ... 20 млн. Дои:10.3847 / 1538-3881 / ab1cbd.
  7. ^ а б Маллик, Сушма В. (декабрь 1999 г.), «Содержание и масса лития», Астрономия и астрофизика, 352: 495–507, Bibcode:1999A&A ... 352..495M
  8. ^ Hekker, S .; Мелендес, Дж. (2007). «Точные лучевые скорости звезд-гигантов. III. Спектроскопические параметры звезд». Астрономия и астрофизика. 475 (3): 1003. arXiv:0709.1145. Bibcode:2007 A&A ... 475.1003H. Дои:10.1051/0004-6361:20078233.
  9. ^ ван Леувен, Ф. (2007). «Подтверждение нового сокращения Hipparcos». Астрономия и астрофизика. 474 (2): 653–664. arXiv:0708.1752. Bibcode:2007 A&A ... 474..653V. Дои:10.1051/0004-6361:20078357.Запись в каталоге Vizier
  10. ^ Хеккер; и другие. (2008). «Точные лучевые скорости звезд-гигантов. IV. Корреляция между поверхностной гравитацией и изменением лучевой скорости и статистическое исследование свойств спутников». Астрономия и астрофизика. 480 (1): 215–222. arXiv:0801.0741. Bibcode:2008A & A ... 480..215H. Дои:10.1051/0004-6361:20078321.