 Eta Cephei |
|---|
| Tipus | estrella amb alt moviment propi,font astrofísica de rajos X,font propera a infrarrojos ifont d'emissió de raigs UV |
|---|
| Tipus espectral(estel) | K0IV[1] |
|---|
| Constel·lació | Cefeu |
|---|
| Època | J2000.0 |
|---|
| Característiques físiques i astromètriques |
|---|
| Distància de la Terra | 14,3683 pc[2] |
|---|
| Magnitud absoluta | 2,631[3] |
|---|
| Magnitud aparent (V) | 3,41 (banda V)[4] |
|---|
| Massa | 1,6 M☉ |
|---|
| Temperatura efectiva | 4.928 K[5] |
|---|
| Paral·laxi | 69,6638 mas[6] |
|---|
| Moviment propi (declinació) | 818,09 mas/a[6] |
|---|
| Moviment propi (ascensió recta) | 87,026 mas/a[6] |
|---|
| Velocitat de rotació estel·lar | 4,8 km/s[7] |
|---|
| Velocitat radial | −87,407 km/s[8] |
|---|
| Gravetat superficial equatorial | 1.500 cm/s²[9] |
|---|
| Ascensió recta (α) | 20h 45m 17.3756s[10] |
|---|
| Declinació (δ) | 61° 50' 19.6167''[10] |
|---|
| Metal·licitat | −0,37[9] |
|---|
| Catàlegs astronòmics |
|---|
|
Eta Cephei (η Cep / 3 Cephei) és unestel a laconstel·lació de Cefeu demagnitud aparent +3,41.[11] És el cinquè estel més brillant de la constel·lació, i és superada perα,γ,β iζ Cephei. Si bé no té nom propi habitual, al costat deθ Cephei ocasionalment és coneguda comAl Kidr.[12]
Situada a 47 anys llum delsistema solar, Eta Cephei és unasubgegant taronja detipus espectral K0IV amb unatemperatura efectiva de 4.858 ± 78K. La seva lluminositat és 9,2 vegades major que lalluminositat solar i la mesura del seudiàmetre angular considerant l'enfosquiment de limbe, 2,65 ± 0,04mil·lisegons d'arc, permet avaluar el seu diàmetre real, 4,1 vegades més gran que el del Sol.[13][14][15] Gira lentament sobre si mateixa, amb unavelocitat de rotació projectada de 3,3 km/s.[16]
Eta Cephei té un contingut metàl·lic un poc inferior al solar, sent el seu índex demetal·licitat [Fe/H] = -0,13.[17] Els nivells d'altres elements com asilici icobalt són molt semblants als del Sol, igual que succeeix per aelements delprocés-s com l'itri,zirconi iceri.[18] La sevavelocitat relativa respecte al Sol de 104 km/s —7 vegades superior a la mitjana— així com la seva baixa metal·licitat, suggereixen que pot ser una visitant de regions més externes de lagalàxia.[14] Amb una massa un 60% major que lamassa solar, l'edat d'Eta Cephei s'estima en 1.600 milions d'anys.[19]
- ↑ «The Perkins catalog of revised MK types for the cooler stars» (en anglès). The Astrophysical Journal Supplement Series, 10-1989, pàg. 245–266.DOI:10.1086/191373.
- ↑Afirmat a:Gaia Early Data Release 3. Indicat a la font segons:SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 3 desembre 2020.
- ↑Caroline Soubiran «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 1, 3-2008, pàg. 91–101.DOI:10.1051/0004-6361:20078788.
- ↑ «UBV photometry of stars whose positions are accurately known. VII». Astronomy and Astrophysics, 1993, pàg. 591–592.
- ↑ «Wilson-Bappu Effect: Extended to Surface Gravity» (en anglès). Astronomical Journal, 4, 21-08-2013.DOI:10.1088/0004-6256/146/4/73.
- ↑6,06,16,2Afirmat a:Gaia Data Release 2. Indicat a la font segons:SIMBAD. Llengua del terme, de l'obra o del nom: anglès. Data de publicació: 25 abril 2018.
- ↑ «Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants». Astronomical Journal, 1, 21-12-2016.DOI:10.3847/1538-3881/153/1/21.
- ↑Caroline Soubiran «Gaia Data Release 2. The catalogue of radial velocity standard stars» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 8-2018.DOI:10.1051/0004-6361/201832795.
- ↑9,09,1 «Chemical Composition of Bright Stars in the Northern Hemisphere: Star-Planet Connection». The Astrophysical Journal Supplement Series, 2, 4-2022, pàg. 13.DOI:10.3847/1538-4365/AC50B5.
- ↑10,010,1Floor van Leeuwen «Validation of the new Hipparcos reduction» (en anglès). Astronomy and Astrophysics, 2, 2007, pàg. 653–664.DOI:10.1051/0004-6361:20078357.
- ↑«LHS 3578 -- High proper-motion Star» (en anglès). SIMBAD (Centre de Dades astronòmiques d'Estrasburg). [Consulta: 11 desembre 2020].
- ↑Allen, Richard Hinckley. «Cepheus». A: Courier Dover Publications.Star Names — Their Lore and Meaning (en anglès), 1889, p. 563.ISBN 0-486-21079-0.
- ↑Kovtyukh, V. V.; Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Belik, S. I. «High-precision effective temperatures of 215 FGK giants from line-depth ratios». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 371, 2, 2006. pp. 879 - 884.
- ↑14,014,1«Eta Cephei» (en anglès). Stars. Jim Kaler. [Consulta: 11 desembre 2020].
- ↑Kervella, P.; Fouqué, P. «The angular sizes of dwarf stars and subgiants. Non-linear surface brightness relations in BVR_cIc from interferometry». Astronomy and Astrophysics, 491, 3, 2008. pp. 855-858.
- ↑Affer, L.; Micela, G.; Morel, T.; Sanz-Forcada, J.; Favata, F. «Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars». Astronomy and Astrophysics, 433, 2, 2005. pp. 647 - 658.
- ↑Soubiran, C.; Bienaymé, O.; Mishenina, T. V.; Kovtyukh, V. V. «Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants». Astronomy and Astrophysics, 480, 1, 2008. pp. 91-101 (Tabla consultada en CDS).
- ↑Mashonkina, L. I.; Vinogradova, A. B.; Ptitsyn, D. A.; Khokhlova, V. S.; Chernetsova, T. A. «Neutron-capture elements in halo, thick-disk, and thin-disk stars. Strontium, yttrium, zirconium, cerium». Astronomy Reports, 51, 11, 2007. pp. 903-919 (Taula consultada en CDS).
- ↑Affer, L.; Micela, G.; Morel, T.; Sanz-Forcada, J.; Favata, F. «Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars». Astronomy and Astrophysics, 433, 2, 2005. pp. 647 - 658.
.svg)
