PROFILPELAJAR.COM

Лямбда Цефея
Лямбда Цефея
	Звезда
Место звезды в созвездии указано стрелкой и обведено кружком
	Графики недоступны из-за технических проблем. См. информацию на Фабрикаторе и на mediawiki.org.
Наблюдательные данные; (Эпоха J2000.0)
Тип	Голубой сверхгигант
Прямое восхождение	22ч 11м 30,58с
Склонение	+59° 24′ 52,15″
Расстояние	1980±265 св. лет (607±81 пк)
Видимая звёздная величина (V)	+5.050
Созвездие	Цефей
Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)	−75,10 км/c
	Собственное движение
• прямое восхождение	−7,46 mas в год
• склонение	−11,09 mas в год
Параллакс (π)	1.65 ± 0.22 mas
Абсолютная звёздная величина (V)	-6.43
Спектральные характеристики
Спектральный класс	O6.5If(n)p
	Показатель цвета
• B−V	+0.237
• U−B	−0.622
Физические характеристики
Масса	51,4 M⊙
Радиус	18 - 21 R⊙
Возраст	4,0 млн. лет
Температура	36 000 K
Светимость	630 000 L⊙
Вращение	210 м/с
Свойства	Убегающая звезда
	Коды в каталогах Лямбда Цефея; Ba λ Цефея, λ Cep, λ Cephei; Fl 22 Цефея, 22 Cep, 22 Cephei; BD +58 2402, HD 210839, HIC 109556, HIP 109556, HR 8469, SAO 34149, 2MASS J22113057+5924522, PLX 5375, TYC 3981-1585-1, UBV 18994
Информация в базах данных
SIMBAD	данные
	Информация в Викиданных ?

Лямбда Цефея (λ Цефея, λ Cep, λ Cephei) — голубой сверхгигант c видимым блеском 5.04^m в созвездии Цефея, один из самых горячих и самых ярких видимых невооруженным глазом. Звезда довольно сильно затемняется межзвездной пылью в Млечном Пути. Будь она на прямой видимости Лямбда Цефея была бы звездой третьей величины (3.3^m^[2]). Впрочем, если бы она лежала бы на расстоянии Веги в 25 световых лет, то она была бы звездой -6^m величины, т.е. светила бы в четыре раза ярче Венеры^[2].

Характеристики

Лямбда Цефея — горячий сверхгигант спектрального класса O6.5, который находится на расстоянии приблизительно 1 980 световых лет и чья светимость в полмиллиона раз больше солнечной. Правда светимость эта болометрическая, в видимой же части спектра звезда в 15 тысяч раз ярче Солнца^[2]. Её радиус почти в 20 раз больше, чем у Солнца и масса, которая, по оценкам, от 45 до 60 раз превосходит солнечную массу. Средняя температура Лямбда Цефея равна 36 400 К, что несколько маловато для звезды её класса. Такие звезды, как она, настолько горячи, что излучают большую часть тепла в ультрафиолетовой области спектра. Несмотря на свой статус сверхгиганта, теория предполагает, что жить она будет всего 5 миллионов лет^[2]. После того как в её ядре закончится термоядерная реакция синтеза гелия из водорода, она будет расширяться, чтобы стать истинным сверхгигантом. В настоящее время звёздный ветер, дующий с её поверхности, уносит более чем одну миллионную солнечной массы в год (это в сто миллионов раз больше скорости потока солнечного ветра) ^[2].

Лямбда Цефея вращается вокруг своей оси со скоростью 240 м/с, делая один оборот менее чем за три дня (сравните это с 25,05 днями, которые необходимы Солнцу, чтобы завершить полный оборот вокруг своей оси). Как показывают исследования Лямбда Цефея — одиночная звезда, никаких спутников или компаньонов не выявлено. Её конечная судьба — взорваться как сверхновая, оставляя после себя нейтронную звезду или, даже возможно, черную дыру.

Лямбда Цефея также является убегающей звездой, которая была выброшена из звездной ассоциации Цефей OB3, которая лежит в 2 800 световых лет от Солнца, примерно 2,5 миллиона лет назад. Её движение через межзвездную среду производит головную ударную волну в газе, который её окружает, в направлении её движения^[9]. Звезда движется со скоростью 83 км/с по отношению к нам, что примерно в пять раз выше обычного^[2].

Примечания

↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ (англ.)van Leeuwen, F. (November 2007), "Validation of the new Hipparcos reduction", Astronomy and Astrophysics, 474 (2): 653—664, arXiv:0708.1752, Bibcode:2007A&A...474..653V, doi:10.1051/0004-6361:20078357
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ (англ.) LAMBDA CEP (Lambda Cephei) Jim Kaler 9/14/12 Архивная копия от 4 ноября 2016 на Wayback Machine
↑ ¹ ² ³ ⁴ ⁵ ⁶ ⁷ ⁸ ⁹ ¹⁰ (англ.)J.-C.; Bouret; Hillier, D. J.; Lanz, T.; Fullerton, A. W. Properties of Galactic early-type O-supergiants. A combined FUV-UV and optical analysis (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2012. — Vol. 544. — P. A67. — doi:10.1051/0004-6361/201118594. — Bibcode: 2012A&A...544A..67B. — arXiv:1205.3075.
↑ (англ.)Gontcharov, G. A. Pulkovo Compilation of Radial Velocities for 35 495 Hipparcos stars in a common system (англ.) // Astronomy Letters : journal. — 2006. — Vol. 32, no. 11. — P. 759—771. — ISSN 1063-7737. — doi:10.1134/S1063773706110065. — Bibcode: 2006AstL...32..759G.
↑ (англ.)Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, N. R.; Alfaro, E. J.; Barbá, R. H.; Morrell, N. I.; Gamen, R. C.; Arias, J. I. THE GALACTIC O-STAR SPECTROSCOPIC SURVEY. I. CLASSIFICATION SYSTEM AND BRIGHT NORTHERN STARS IN THE BLUE-VIOLET ATR∼ 2500 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 193, no. 2. — P. 24. — ISSN 0067-0049. — doi:10.1088/0067-0049/193/2/24. — Bibcode: 2011ApJS..193...24S. — arXiv:1101.4002.
↑ (англ.)Bianchi, L.; Garcia, M. The Effective Temperatures of Mid‐O Stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 581. — P. 610. — doi:10.1086/343042. — Bibcode: 2002ApJ...581..610B.
↑ (англ.)Repolust, T.; Puls, J.; Herrero, A. Stellar and wind parameters of Galactic O-stars. The influence of line-blocking/blanketing (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — EDP Sciences, 2004. — Vol. 415, no. 1. — P. 349—376. — doi:10.1051/0004-6361:20034594. — Bibcode: 2004A&A...415..349R.
↑ (англ.) HR8469 Database entry for l Cephei (недоступная ссылка)
↑ (англ.)Gvaramadze, V. V.; Gualandris, A. Very massive runaway stars from three-body encounters (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 2011. — Vol. 410. — P. 304. — doi:10.1111/j.1365-2966.2010.17446.x. — Bibcode: 2011MNRAS.410..304G. — arXiv:1007.5057.