Zeta Cephei (ζ Cep, ζ Cephei) es una estrella en la constelación de Cepheus . Zeta Cephei marca el hombro izquierdo de Cefeo, el rey de Jope ( Etiopía ). [ aclaración necesaria ] Es una de las estrellas fundamentales de la secuencia espectral MK, definida como tipo K1.5 Ib.
Datos de observación Epoch J2000 Equinox J2000 | |
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Constelación | Cefeo |
Ascensión recta | 22 h 10 m 51.279 s [1] |
Declinación | + 58 ° 12 ′ 04.53 ″ [1] |
Magnitud aparente (V) | 3.35 [2] |
Caracteristicas | |
Tipo espectral | K1.5 Ib [3] |
Índice de color B − V | +1,55 [2] |
Tipo variable | ¿Eclipsando el binario ? [4] |
Astrometria | |
Movimiento adecuado (μ) | RA: 12,654 ± 0,4618 [1] mas / año Dec .: 5,989 ± 0,835 [1] mas / año |
Paralaje (π) | 5.5039 ± 0.4618 [1] mas |
Distancia | 590 ± 50 ly (180 ± 20 pc ) |
Magnitud absoluta (M V ) | −4,7 [5] |
Detalles | |
Radio | 94 [6] R ☉ |
Luminosidad | 2.228 - 2.249 [6] L ☉ |
Gravedad superficial (log g ) | 0,75 [7] cgs |
Temperatura | 4.072 ± 170 [6] K |
Metalicidad [Fe / H] | +0,22 [7] des. |
Velocidad de rotación ( v sen i ) | 10,64 [8] km / s |
Otras designaciones | |
21 Cephei, HR 8465, BD + 57 ° 2475, HD 210745, GCTP 5139.00, SAO 34137, FK5 836, HIP 109492 | |
Referencias de la base de datos | |
SIMBAD | datos |
Zeta Cephei es una estrella supergigante naranja con una temperatura superficial de 3.853 K y ocho veces más masiva que el Sol . La luminosidad de Zeta Cephei es aproximadamente 3.600 veces la del Sol. A una distancia de unos 840 años luz , [9] Zeta Cephei tiene una magnitud aparente ( m ) de 3,4 y una magnitud absoluta ( M ) de -4,7. La estrella tiene una metalicidad aproximadamente 1,6 veces mayor que la del Sol; es decir, contiene 1,6 veces más material de elementos pesados que el Sol.
Hekker y col. (2008) han detectado una periodicidad de 533 días , insinuando la posible presencia de un acompañante aún no visto. [10] Está catalogado como un posible binario eclipsante con una amplitud muy pequeña. [4]
En el límite del límite de 8 a 10 masas solares ( M ☉ ) en el que las estrellas desarrollan núcleos de hierro y luego explotan como supernovas , el destino más probable de Zeta Cephei es producir una enana blanca muy masiva cerca del límite de Chandrasekhar (1,4 M ☉ ) en que estos densos restos pueden sobrevivir. Si Zeta Cephei es una estrella binaria ; es decir, si hay es un compañero estelar, y está lo suficientemente cerca para alimentar la materia suficiente para la-blanco-enano a-ser, es marginalmente posible que el límite podría desbordó, lo que resulta en el colapso de la enana blanca y una supernova de tipo Ia explosión. [ cita requerida ]
Referencias
- ^ a b c d e Brown, AGA; et al. (Colaboración Gaia) (agosto de 2018). " Gaia Data Release 2: Resumen de los contenidos y propiedades de la encuesta" . Astronomía y Astrofísica . 616 . A1. arXiv : 1804.09365 . Código Bib : 2018A & A ... 616A ... 1G . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 . Registro de Gaia DR2 para esta fuente en VizieR .
- ^ a b Levesque, Emily M .; Massey, Philip; Olsen, KAG; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). "La escala de temperatura efectiva de las supergigantes rojas galácticas: fresco, pero no tan fresco como pensamos". El diario astrofísico . 628 (2): 973. arXiv : astro-ph / 0504337 . Código Bibliográfico : 2005ApJ ... 628..973L . doi : 10.1086 / 430901 .
- ^ Morgan, WW; Keenan, PC (1973). "Clasificación espectral". Revista anual de astronomía y astrofísica . 11 : 29. Código Bibliográfico : 1973ARA & A..11 ... 29M . doi : 10.1146 / annurev.aa.11.090173.000333 .
- ^ a b Samus, NN; Durlevich, OV; et al. (2009). "Catálogo de datos en línea de VizieR: Catálogo general de estrellas variables (Samus + 2007-2013)". Catálogo de datos en línea de VizieR: B / gcvs. Publicado originalmente en: 2009yCat .... 102025S . 1 : 02025. Bibcode : 2009yCat .... 102025S .
- ^ Suerte, RE (1982). "La composición química de las supergigantes de tipo tardío. IV - Abundancias homogéneas y tendencias de metalicidad galáctica". Revista astrofísica . 256 : 177. Código bibliográfico : 1982ApJ ... 256..177L . doi : 10.1086 / 159895 .
- ^ a b c Messineo, M .; Brown, AGA (2019). "Un catálogo de estrellas KM galácticas conocidas de las supergigantes rojas candidatas de clase I en Gaia DR2". El diario astronómico . 158 : 20. arXiv : 1905.03744 . Bibcode : 2019AJ .... 158 ... 20M . doi : 10.3847 / 1538-3881 / ab1cbd .
- ^ a b Mallik, Sushma V. (diciembre de 1999), "Abundancia y masa de litio", Astronomy and Astrophysics , 352 : 495–507, Bibcode : 1999A & A ... 352..495M
- ^ Hekker, S .; Meléndez, J. (2007). "Velocidades radiales precisas de estrellas gigantes. III. Parámetros estelares espectroscópicos". Astronomía y Astrofísica . 475 (3): 1003. arXiv : 0709.1145 . Código Bibliográfico : 2007A y A ... 475.1003H . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078233 .
- ^ van Leeuwen, F. (2007). "Validación de la nueva reducción de Hipparcos" . Astronomía y Astrofísica . 474 (2): 653–664. arXiv : 0708.1752 . Bibcode : 2007A y A ... 474..653V . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078357 .Entrada de catálogo de visir
- ^ Hekker; et al. (2008). "Velocidades radiales precisas de estrellas gigantes. IV. Una correlación entre la gravedad de la superficie y la variación de la velocidad radial y una investigación estadística de las propiedades complementarias". Astronomía y Astrofísica . 480 (1): 215-222. arXiv : 0801.0741 . Bibcode : 2008A & A ... 480..215H . doi : 10.1051 / 0004-6361: 20078321 .