Для установки нажмите кнопочку Установить расширение. И это всё.

Исходный код расширения WIKI 2 регулярно проверяется специалистами Mozilla Foundation, Google и Apple. Вы также можете это сделать в любой момент.

Как перевоплотить Википедию

Хотите, чтобы Википедия всегда выглядела так профессионально и современно? Мы создали расширение для браузера. Оно совершенствует любую страницу энциклопедии, которую вы посетите, с помощью магических технологий WIKI 2.

Попробуйте — вы его можете удалить в любой момент.

Установить за 5 сек.
4,5
Келли Слэйтон
Мои поздравления с отличным проектом... что за великолепная идея!
Александр Григорьевский
Я использую WIKI 2 каждый день
и почти забыл как выглядит оригинальная Википедия.
Статистика
На русском, статей
Улучшено за 24 ч.
Добавлено за 24 ч.
Что мы делаем. Каждая страница проходит через несколько сотен совершенствующих техник. Совершенно та же Википедия. Только лучше.
Great Wikipedia has got greater.
.
Лео
Ньютон
Яркие
Мягкие

Эта Цефея

Из Википедии — свободной энциклопедии

Эта Цефея, η Цефея
Звезда
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Тип Одиночная звезда
Прямое восхождение 20ч 45м 17,38с[1]
Склонение +61° 50′ 19,62″[1]
Расстояние 46,53±0,07 св. года (14,27±0,02 пк)
Видимая звёздная величина (V) 3.426[2]
Созвездие Цефей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv) –87,55 ± 0,11[3] км/c
Собственное движение
 • прямое восхождение +86,50[1] mas в год
 • склонение +818,02[1] mas в год
Параллакс (π) 70.10 ± 0.11[1] mas
Абсолютная звёздная величина (V) 2.631[4]
Спектральные характеристики
Спектральный класс K0IV[4]
Показатель цвета
 • B−V +0.918[2]
 • U−B +0.613[2]
Физические характеристики
Масса 1,6[5] M⊙
Радиус 4,12 ± 0,07[6] R⊙
Возраст 2,5±0,3 млрд.[5] лет
Температура 4,950[6] K
Светимость 9,7 ± 0,5[6] L⊙
Металличность 6.79[7]
Вращение 4,8 км/с[9]
Коды в каталогах

Ba Эта Цефея, η Cephei, Eta Cephei, eta Cep
Fl 3 Цефея, 3 Cephei
BD +61 2050, CCDM J20453+6150A, FK5 783, HD 198149, HIC 102422, HIP 102422, HR 7957, IRAS 20442+6139, PPM 22372, SAO 19019, 2MASS J20451737+6150199, GC 28962, GCRV 13022, GJ 807, IDS 20433+6127 A, LTT 1570, N30 4593, PLX 4966, TD1 27277, TYC 4246-1967-1, UBV 18008, WDS J20453+6150A[8]

Информация в базах данных
SIMBAD данные
Логотип Викиданных Информация в Викиданных ?

Эта Цефея (η Цефея, Eta Cephei, сокращ. Eta Cep, η Cep), также имеющая собственное имя — Аль Кидр (англ. Al Kidr) — 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[2], и, согласно шкале Бортля, легко видна невооружённым глазом.

Из измерений параллакса, полученных во время миссии Hipparcos, известно, что звезда удалена примерно на 46,53 световых лет (14,27 пк) от Солнца[1]. Звезда наблюдается севернее 29° ю.ш[10].

Имя звезды

η Cephei — (латинизированный вариант лат. Eta Cephei) является обозначением Байера.

Эта Цефея, наряду с α Цефея (Альдерамин) и β Цефея (Альфирк), были идентифицированы как англ. Al Kawākib al Firḳ (араб. الكوكب الفرق‎), что означает «Звезды стада» Улугбека[11][12].

В китайской астрономии[en], звезда относится к астеризму 天鈎 (Tiān Gōu), 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[13]. Звезда Эта Цефея известна как 天鈎四 (Tiān Gōu sì,, «Четвёртая звезда небесного крюка»)[14].

Свойства звезды

Эта Цефея — субгигант спектрального типа K0IV[4], что указывает на то, что звезда исчерпывает запас водорода в своём ядре и находится в процессе превращения в гигантскую звезду. Её масса 1,6[5] раза больше массы Солнца, её возраст 2,5 млрд лет[5], она имеет радиус в четыре раза больше солнечного[6] и светимость в десять раз больше Солнца[6]. Звезда излучает энергию со своей внешней атмосферы при эффективной температуре около 4 950 К[6], что придаёт ей оранжевый оттенок звезды K-типа. Вращаясь с экваториальной скоростью 6,79 км/с (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[15]. 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[16]:

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[15].

Из движения по небу со скоростью почти секунду дуги (0,82 ″) в год, расстояния и лучевой скорости в 88 км/с можно понять, что Эта Цефея движется относительно Солнца очень быстро 112 км/с[5] (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[15].

Возможные субзвёздные объекты

По мнению Nelson&Angel (1998)[17], 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)[18] 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[19] 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[17]
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

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) van Leeuwen, Floor (ноябрь 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752v1, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  2. ↑ 1 2 3 4  (англ.) Jennens, P. A.; Helfer, H. L. (сентябрь 1975), "A new photometric metal abundance and luminosity calibration for field G and K giants.", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 172: 667—679, Bibcode:1975MNRAS.172..667J, doi:10.1093/mnras/172.3.667 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  3. ↑  (англ.) Famaey, B.; et al. (январь 2005), "Local kinematics of K and M giants from CORAVEL/Hipparcos/Tycho-2 data. Revisiting the concept of superclusters", Astronomy and Astrophysics, 430 (1): 165—186, arXiv:astro-ph/0409579, Bibcode:2005A&A...430..165F, doi:10.1051/0004-6361:20041272 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  4. ↑ 1 2 3  (англ.) Soubiran, C.; et al. (2008), "Vertical distribution of Galactic disk stars. IV. AMR and AVR from clump giants", Astronomy and Astrophysics, 480 (1): 91—101, arXiv:0712.1370, Bibcode:2008A&A...480...91S, doi:10.1051/0004-6361:20078788 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  5. ↑ 1 2 3 4 5  (англ.) Affer, L.; et al. (апрель 2005), "Spectroscopic determination of photospheric parameters and chemical abundances of 6 K-type stars" (PDF), Astronomy and Astrophysics, 433 (2): 647—658, Bibcode:2005A&A...433..647A, doi:10.1051/0004-6361:20041308, Архивировано из оригинала (PDF) 22 сентября 2017, Дата обращения: 17 января 2019 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6  (англ.) Piau, L.; et al. (February 2011), "Surface convection and red-giant radius measurements", Astronomy and Astrophysics, 526: A100, arXiv:1010.3649, Bibcode:2011A&A...526A.100P, doi:10.1051/0004-6361/201014442 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  7. ↑  (англ.) Martínez–Arnáiz, R.; et al. (сентябрь 2010), "Chromospheric activity and rotation of FGK stars in the solar vicinity. An estimation of the radial velocity jitter", Astronomy and Astrophysics, 520: A79, arXiv:1002.4391, Bibcode:2010A&A...520A..79M, doi:10.1051/0004-6361/200913725 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  8. ↑  (англ.) "LHS 3578 -- High proper-motion Star", SIMBAD Astronomical Object Database, Centre de Données astronomiques de Strasbourg, Архивировано из оригинала 14 марта 2016, Дата обращения: 27 марта 2012
  9. ↑ Luck R. E. Abundances in the Local Region II: F, G, and K Dwarfs and Subgiants (англ.) // The Astronomical Journal / J. G. III, E. Vishniac — New York City: IOP Publishing, AAS, University of Chicago Press, AIP, 2016. — Vol. 153, Iss. 1. — 19 p. — ISSN 0004-6256; 1538-3881 — doi:10.3847/1538-3881/153/1/21 — arXiv:1611.02897
  10. ↑  (рус.) HR 7957. Каталог ярких звезд. Дата обращения: 17 января 2019. Архивировано 19 января 2019 года.
  11. ↑  (англ.) Allen, R. H. (1963), Star Names: Their Lore and Meaning (Reprint ed.), New York: Dover Publications Inc, p. 157, ISBN 0-486-21079-0, Архивировано из оригинала 21 марта 2023, Дата обращения: 12 декабря 2010 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  12. ↑  (англ.) Davis Jr., G. A. (октябрь 1944), "The Pronunciations, Derivations, and Meanings of a Selected List of Star Names", Popular Astronomy, LII (3): 16, Bibcode:1944PA.....52....8D {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  13. ↑  (кит.) 中國星座神話, written by 陳久金. Published by 台灣書房出版有限公司, 2005, ISBN 978-986-7332-25-7.
  14. ↑  (кит.) AEEA (Activities of Exhibition and Education in Astronomy) 天文教育資訊網 2006 年 7 月 6 日 Архивная копия от 16 июля 2011 на Wayback Machine
  15. ↑ 1 2 3  (англ.) Kaler, James B., "ETA CEP (Eta Cephei)", Stars, University of Illinois, Архивировано из оригинала 22 января 2019, Дата обращения: 17 января 2019
  16. ↑  (англ.) h Cephei. Alcyone Bright Star Catalogue. Дата обращения: 17 января 2019. Архивировано 29 апреля 2016 года.
  17. ↑ 1 2  (англ.) Nelson, A. F.; Angel, J. R. P. (июнь 1998), "The Range of Masses and Periods Explored by Radial Velocity Searches for Planetary Companions", Astrophysical Journal, 500 (2): 940—957, arXiv:astro-ph/9802194, Bibcode:1998ApJ...500..940N, doi:10.1086/305741 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  18. ↑  (англ.) Murdoch, Kaylene A.; Hearnshaw, J. B.; Clark, M. (август 1993), "A search for substellar companions to southern solar-type stars", Astrophysical Journal, Part 1, 413 (1): 349—363, Bibcode:1993ApJ...413..349M, doi:10.1086/173003 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
  19. ↑  (англ.) Wittenmyer, Robert A.; et al. (июль 2006), "Detection Limits from the McDonald Observatory Planet Search Program", The Astronomical Journal, 132 (1): 177—188, arXiv:astro-ph/0604171, Bibcode:2006AJ....132..177W, doi:10.1086/504942 {{citation}}: Проверьте значение даты: |date= (справка)
Эта страница в последний раз была отредактирована 7 января 2024 в 08:32.
Как только страница обновилась в Википедии она обновляется в Вики 2.
Обычно почти сразу, изредка в течении часа.
Основа этой страницы находится в Википедии. Текст доступен по лицензии CC BY-SA 3.0 Unported License. Нетекстовые медиаданные доступны под собственными лицензиями. Wikipedia® — зарегистрированный товарный знак организации Wikimedia Foundation, Inc. WIKI 2 является независимой компанией и не аффилирована с Фондом Викимедиа (Wikimedia Foundation).
Связаться с WIKI 2
Введение
Условия использования
Конфиденциальность