Русская Википедия:Эта Цефея
Эта Цефея (η Цефея, Eta Cephei, сокращ. Eta Cep, η Cep), также имеющая собственное имя — Аль Кидр (Шаблон:Lang-en) — 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[1], и, согласно шкале Бортля, легко видна невооружённым глазом.
Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на Шаблон:Val (Шаблон:Val) от Солнца[2]. Звезда наблюдается севернее 29° ю.ш[3].
Имя звезды
η Cephei — (латинизированный вариант Шаблон:Lang-la) является обозначением Байера.
Эта Цефея, наряду с α Цефея (Альдерамин) и β Цефея (Альфирк), были идентифицированы как Шаблон:Lang-en (Шаблон:Lang-ar), что означает «Звезды стада» Улугбека[4][5].
В Шаблон:Нп5, звезда относится к астеризму Шаблон:Lang (Шаблон:Lang), 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[6]. Звезда Эта Цефея известна как Шаблон:Lang (Шаблон:Lang,, «Четвёртая звезда небесного крюка»)[7].
Свойства звезды
Эта Цефея — субгигант спектрального типа Шаблон:Скз[8], что указывает на то, что звезда исчерпывает запас водорода в своём ядре и находится в процессе превращения в гигантскую звезду. Её масса 1,6[9] раза больше массы Солнца, её возраст 2,5 млрд лет[9], она имеет радиус в четыре раза больше солнечного[10] и светимость в десять раз больше Солнца[10]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около Шаблон:Val[10], что придаёт ей оранжевый оттенок звезды K-типа. Вращаясь с экваториальной скоростью Шаблон:Val (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[11]. Затем звезда сбросит свою оболочку и её месте останется постепенно остывающий «гелиевый» белый карлик.
Двойственность звезды
Двойственность звезды открыл Шербёрн Бёрнхем в 1836 году. Согласно Вашингтонскому каталогу визуально-двойных звёзд, параметры этих компонентов приведены в таблице[12]:
| 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[11].
Из движения по небу со скоростью почти секунду дуги (0,82 ″) в год, расстояния и лучевой скорости в Шаблон:Val можно понять, что Эта Цефея движется относительно Солнца очень быстро Шаблон:Val[9] (примерно в 7 раз больше нормы), показывая, что звезда, вероятно, посетитель из более отдалённых уголков Галактики. Также у звезды, содержание железа (относительно водорода) довольно низкое, около двух третей от того, что найдено на Солнце[11].
Возможные субзвёздные объекты
По мнению Nelson&Angel (1998)[13], 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)[14] 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 субзвёздного спутника вокруг Эта Цефея. Команда обсерватории Макдональд установила пределы присутствия одной или нескольких планет[15] 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? |
Примечания
- ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокmnras172_667не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокaaa474_2_653не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокastromythне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокallen1963не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокpa52_3_16не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокISBN978не указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAEEAне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокaaa480_1_91не указан текст - ↑ 9,0 9,1 9,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокaaa433_2_647не указан текст - ↑ 10,0 10,1 10,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокaaa526_A100не указан текст - ↑ 11,0 11,1 11,2 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокkalerне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокAlcyoneне указан текст - ↑ 13,0 13,1 Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокmassesне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокsubstellarне указан текст - ↑ Ошибка цитирования Неверный тег
<ref>; для сносокlimitsне указан текст
