Summary
Lambda Cephei (λ Cep / 22 Cephei)[1] es una estrella en la constelación de Cefeo de magnitud aparente +5,05. Es una estrella alejada cuya distancia respecto al sistema solar, de acuerdo a la nueva reducción de los datos de paralaje del satélite Hipparcos, es de 1955 años luz.[2]
| λ Cephei | ||
|---|---|---|
| Datos de observación (Época J2000.0) | ||
| Constelación | Cefeo | |
| Ascensión recta (α) | 22h 11min 30,58s | |
| Declinación (δ) | +59º 24’ 52,2’’ | |
| Mag. aparente (V) | +5,05 | |
| Características físicas | ||
| Clasificación estelar | O6If(n)p | |
| Masa solar | 33 - 62 M☉ | |
| Radio | (21,1 R☉) | |
| Magnitud absoluta | -3,84 | |
| Gravedad superficial | 3,41 (log g) | |
| Luminosidad | 337.000 L☉ | |
| Temperatura superficial | 38.900 ± 866 K | |
| Metalicidad | [Fe/H] = +0,03 | |
| Periodo de rotación | ≤ 3 días | |
| Edad | 2,9 ± 1,7 × 106 años | |
| Astrometría | ||
| Velocidad radial | -74 km/s | |
| Distancia | ~ 1955 años luz | |
| Paralaje | 1,65 ± 0,22 mas | |
| Referencias | ||
| SIMBAD | enlace | |
| Otras designaciones | ||
| 22 Cephei / HD 210839 / HR 8469 / HIP 109556 / SAO 34149 / BD+58 2402 / GC 31066 / AG+59 1498 | ||
Características
editarLambda Cephei es una supergigante azul de tipo espectral O6I. Su temperatura superficial es extraordinariamente alta —38.900 ± 866 K—[3] y su luminosidad es unas 377.000 veces superior a la del Sol, la mayor parte de su radiación emitida en la región ultravioleta.[2] No obstante, en el espectro visible, su luminosidad todavía es 15.000 veces mayor que la luminosidad solar.[4]
Aunque Lambda Cephei es una estrella muy masiva, no existe consenso en cuanto al valor exacto de su masa. De acuerdo a su tipo espectral, puede ser 62 veces más masiva que el Sol, pero otros modelos sitúan su masa en torno a las 33 masas solares.[5] Tiene un radio estimado 21 veces más grande que el del Sol y gira sobre sí misma con una velocidad de rotación proyectada de 200 km/s.[6] Muestra un contenido metálico muy parecido al solar ([Fe/H] = +0,03).[3] Pese a su estatus de supergigante, se ha sugerido que aún podría seguir fusionando su hidrógeno interno en helio. Su edad más probable es de sólo 2,9 millones de años,[7] apenas un 0,06% de la edad actual del Sol. En cuanto a su evolución, finalizará su vida explosionando como una brillante supernova; el remanente estelar será una estrella de neutrones e incluso podría dar lugar a un agujero negro.[4]
Cinemática
editarLa alta velocidad relativa de Lambda Cephei en relación con el Sol -83 km/s, unas cinco veces mayor que el valor habitual— apunta a que es una estrella fugitiva; éstas son estrellas que se mueven a través del espacio con una velocidad inusitadamente alta en comparación con otras estrellas de su entorno. De hecho, su movimiento a través del espacio indica que hace 2,5 millones de años Lambda Cephei salió despedida de la asociación estelar Cepheus OB3.[4] Se ha sugerido que su condición de estrella fugitiva puede ser el resultado de un encuentro con un sistema binario masivo.[8]
Véase también
editarReferencias
editar- ↑ Lambda Cephei (SIMBAD)
- ↑ a b Hohle, M. M.; Neuhäuser, R.; Schutz, B. F. (2010). «Masses and luminosities of O- and B-type stars and red supergiants». Astronomische Nachrichten 331 (4). p. 349.
- ↑ a b Wu, Yue; Singh, H. P.; Prugniel, P.; Gupta, R.; Koleva, M. (2011). «Coudé-feed stellar spectral library - atmospheric parameters». Astronomy and Astrophysics 525. A71.
- ↑ a b c Lambda Cephei (Stars, Jim Kaler)
- ↑ Weidner, C.; Vink, J. S. (2010). «The masses, and the mass discrepancy of O-type stars». Astronomy and Astrophysics 524. A98.
- ↑ Vink, Jorick S.; Davies, B.; Harries, T. J.; Oudmaijer, R. D.; Walborn, N. R. (2009). «On the presence and absence of disks around O-type stars». Astronomy and Astrophysics 505 (2). pp. 743-753.
- ↑ Tetzlaff, N.; Neuhäuser, R.; Hohle, M. M. (2011). «A catalogue of young runaway Hipparcos stars within 3 kpc from the Sun». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 190-200.
- ↑ Gvaramadze, Vasilii V.; Gualandris, Alessia (2011). «Very massive runaway stars from three-body encounters». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 410 (1). pp. 304-312.
Datos: Q5097846
