Русская Википедия:Эта Цефея

Материал из Онлайн справочника
Версия от 06:40, 2 октября 2023; EducationBot (обсуждение | вклад) (Новая страница: «{{Русская Википедия/Панель перехода}} {{Звезда | Название = Эта Цефея, η Цефея | Число_компонентов = 1 | Карта = Cepheus constellation map ru lite.png | Карта-left = 174 | Карта-top = 179 | Изображение = | Описание =...»)
(разн.) ← Предыдущая версия | Текущая версия (разн.) | Следующая версия → (разн.)
Перейти к навигацииПерейти к поиску

Шаблон:Звезда

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.

Возможная планетная система Эта Цефея[13]
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

Шаблон:Примечания

Шаблон:Звёзды созвездия Цефея

  1. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок mnras172_667 не указан текст
  2. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок aaa474_2_653 не указан текст
  3. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок astromyth не указан текст
  4. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок allen1963 не указан текст
  5. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок pa52_3_16 не указан текст
  6. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок ISBN978 не указан текст
  7. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок AEEA не указан текст
  8. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок aaa480_1_91 не указан текст
  9. 9,0 9,1 9,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок aaa433_2_647 не указан текст
  10. 10,0 10,1 10,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок aaa526_A100 не указан текст
  11. 11,0 11,1 11,2 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок kaler не указан текст
  12. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок Alcyone не указан текст
  13. 13,0 13,1 Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок masses не указан текст
  14. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок substellar не указан текст
  15. Ошибка цитирования Неверный тег <ref>; для сносок limits не указан текст