| β Cam | |||||||||||||||||||
 Położenie w gwiazdozbiorze | |||||||||||||||||||
| Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||
| Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Rektascensja |
05h 03m 25,090s[1] | ||||||||||||||||||
| Deklinacja |
+60° 26′ 32,09″[1] | ||||||||||||||||||
| Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||
| Odległość | |||||||||||||||||||
| Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||
| Rozmiar kątowy |
1,788 ± 0,060[3] | ||||||||||||||||||
| Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||
| Ruch własny (DEC) |
−14,15 ± 0,14 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||
| Prędkość radialna |
−1,90 ± 0,40 km/s[1] | ||||||||||||||||||
| Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||
| Rodzaj gwiazdy | |||||||||||||||||||
| Typ widmowy | |||||||||||||||||||
| Masa | |||||||||||||||||||
| Promień |
58 ± 13[3] | ||||||||||||||||||
| Metaliczność [Fe/H] |
−0,16 ± 0,06[2] | ||||||||||||||||||
| Wielkość absolutna | |||||||||||||||||||
| Jasność | |||||||||||||||||||
| Prędkość obrotu |
11,7 km/s[7] | ||||||||||||||||||
| Wiek |
53 mln lat[5] | ||||||||||||||||||
| Temperatura |
5300 K[5] | ||||||||||||||||||
| Charakterystyka orbitalna | |||||||||||||||||||
| Krąży wokół | |||||||||||||||||||
| Półoś wielka |
8302[2] pc | ||||||||||||||||||
| Mimośród |
0,0825[2] | ||||||||||||||||||
| Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||
| |||||||||||||||||||
Beta Camelopardalis (β Cam) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Żyrafy, odległa od Słońca o około 869 lat świetlnych.
Charakterystyka
[edytuj | edytuj kod]Beta Camelopardalis to żółty nadolbrzym (lub jasny olbrzym[5]), należący do typu widmowego G[1][4]. Jest około 1592 razy jaśniejszy od Słońca[6], ma temperaturę około 5300 K, niższą niż temperatura fotosfery Słońca[5]. Ma ona promień około 58 razy większy niż promień Słońca[3]. Masa tej gwiazdy jest 6,5 razy większa niż masa Słońca, uformowała się ona około 53 miliony lat temu[5]. Rozpoczęła życie na ciągu głównym jako reprezentantka gorętszego typu widmowego B, w przyszłości stanie się jeszcze większym czerwonym nadolbrzymem. Gwiazdy o podobnej temperaturze i jasności zazwyczaj są cefeidami, pulsującymi gwiazdami zmiennymi, jednak Beta Camelopardalis wydaje się świecić stabilnie. Jedynym możliwym przejawem niestabilności był nagły rozbłysk zaobserwowany w 1967 roku, który zwiększył jej wielkość gwiazdową o 1m przez około ćwierć sekundy. Gwiazda emituje promieniowanie rentgenowskie, co wskazuje na jej aktywność magnetyczną, a ta może być przyczyną rozbłysku[4].
Gwiazda ma dwie optyczne towarzyszki. Składnik B o wielkości 7,4m jest odległy o 83,5 sekundy kątowej od nadolbrzyma (pomiar z 2016 r.)[8][9]. Jest to typu widmowego A[4][9]. Pomiar paralaksy przez sondę Gaia wskazuje, że znajduje się ona znacznie bliżej niż nadolbrzym i nie jest z nim związana grawitacyjnie[9]. Składnik C, o wielkości 11–12m, jest oddalony o 14,9″ od składnika B (pomiar z 2016 r.)[8][10] i może tworzyć z nim układ podwójny[4]. Gdyby te gwiazdy leżały w tej samej odległości co nadolbrzym, musiałoby dzielić je od niego co najmniej 25 tysięcy au, a obieg wspólnego środka masy zajmowałby co najmniej milion lat[4].
Zobacz też
[edytuj | edytuj kod]Przypisy
[edytuj | edytuj kod]- ↑ a b c d e f g Beta Camelopardalis w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ a b c d e f g Anderson E., Francis C: HIP 23522. [w:] Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2018-03-14]. (ang.).
- ↑ a b c G.T. Van Belle, M.J. Creech-Eakman, A. Hart. Supergiant temperatures and linear radii from near-infrared interferometry. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 394 (4), s. 1925, 2009. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2008.14146.x. arXiv:0811.4239. Bibcode: 2009MNRAS.394.1925V. (ang.).
- ↑ a b c d e f Jim Kaler: Beta Camelopardalis. STARS. [dostęp 2018-03-14]. (ang.).
- ↑ a b c d e f Lyubimkov, David L. Lambert, Sergey A. Korotin, Tamara M. Rachkovskaya i inni. Carbon abundance and the N/C ratio in atmospheres of A-, F- and G-type supergiants and bright giants. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 446 (4), s. 3447, 2015. DOI: 10.1093/mnras/stu2299. arXiv:1411.2722. Bibcode: 2015MNRAS.446.3447L. (ang.).
- ↑ a b I. McDonald, A.A. Zijlstra, M.L. Boyer. Fundamental parameters and infrared excesses of Hipparcos stars. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 427, s. 343, 2012. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2012.21873.x. arXiv:1208.2037. Bibcode: 2012MNRAS.427..343M. (ang.).
- ↑ Rodrigues Da Silva, B.L. Canto Martins, J.R. De Medeiros. On the Nature of Rapidly Rotating Single Evolved Stars. „The Astrophysical Journal”. 801, s. 54, 2015. DOI: 10.1088/0004-637X/801/1/54. arXiv:1503.03447. Bibcode: 2015ApJ...801...54R. (ang.).
- ↑ a b Mason et al.: WDS J06288-0702A. [w:] The Washington Double Star Catalog [on-line]. VizieR, 2014.
- ↑ a b c HD 31911 w bazie SIMBAD (ang.)
- ↑ UCAC4 753-037884 w bazie SIMBAD (ang.)
