Beta Camelopardalis

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania
Beta Camelopardalis
β Cam
Ilustracja
Położenie w gwiazdozbiorze
Dane obserwacyjne (J2000)
Gwiazdozbiór Żyrafa
Rektascensja 05h 03m 25,090s[1]
Deklinacja +60° 26′ 32,09″[1]
Paralaksa (π) 0,00374 ± 0,00021[1]
Odległość 869 ± 49 ly
266 ± 15[2] pc
Wielkość obserwowana 4,03[2]m
Rozmiar kątowy 1,788 ± 0,060[3]
Ruch własny (RA) −6,50 ± 0,16[1] mas/rok
Ruch własny (DEC) −14,15 ± 0,14[1] mas/rok
Prędkość radialna −1,90 ± 0,40[1] km/s
Charakterystyka fizyczna
Rodzaj gwiazdy żółty nadolbrzym
Typ widmowy G0 Ib[2][4]
Masa 6,5[5] M
Promień 58 ± 13[3]
Metaliczność [Fe/H] −0,16 ± 0,06[2]
Wielkość absolutna −3,10[2]m
Jasność 1592[6] L
Prędkość obrotu 11,7[7] km/s
Wiek 53 mln lat[5]
Temperatura 5300[5] K
Charakterystyka orbitalna
Krąży wokół Centrum Galaktyki
Półoś wielka 8302[2] pc
Mimośród 0,0825[2]
Alternatywne oznaczenia
Oznaczenie Flamsteeda: 10 Cam
2MASS: J05032511+6026322
Bonner Durchmusterung: BD+60°856
Fundamentalny katalog gwiazd: FK5 182
Boss General Catalogue: GC 6136
Katalog Henry’ego Drapera: HD 31910
Katalog Hipparcosa: HIP 23522
Katalog jasnych gwiazd: HR 1603
SAO Star Catalog: SAO 13351

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]

  1. a b c d e f g Beta Camelopardalis w bazie SIMBAD (ang.)
  2. a b c d e f g Anderson E., Francis C: HIP 23522 (ang.). W: Extended Hipparcos Compilation (XHIP) [on-line]. VizieR, 2012. [dostęp 2018-03-14].
  3. 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. Bibcode2009MNRAS.394.1925V (ang.). 
  4. a b c d e f Jim Kaler: Beta Camelopardalis (ang.). STARS. [dostęp 2018-03-14].
  5. 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. Bibcode2015MNRAS.446.3447L (ang.). Sprawdź autora:1.
  6. 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. Bibcode2012MNRAS.427..343M (ang.). 
  7. 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. Bibcode2015ApJ...801...54R (ang.). Sprawdź autora:1.
  8. a b Mason et al.: WDS J06288-0702A. W: The Washington Double Star Catalog [on-line]. VizieR, 2014.
  9. a b c HD 31911 w bazie SIMBAD (ang.)
  10. UCAC4 753-037884 w bazie SIMBAD (ang.)