„RW Cephei“ – Versionsunterschied

Stern RW Cephei
Position von RW Cephei (am linken Bildrand)
AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Kepheus
Rektaszension	22h 23m 7,02s [1]
Deklination	+55° 57′ 47,6″ [1]
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	6,44 mag [1]
Spektrum und Indices
Spektralklasse	G8 Iavar [1]
Astrometrie
Eigenbewegung [2]
Rek.-Anteil:	(−2,74 ± 0,33) mas/a
Dekl.-Anteil:	(−2,66 ± 0,33) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	~ 40 M☉
Radius	~ 1400 R☉
Leuchtkraft	~ 500.000 L☉
Effektive Temperatur	4.420 K
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
Bonner Durchmusterung BD +55 2737 Henry-Draper-Katalog HD 212466 [1] Hipparcos-Katalog HIP 110504 [2] SAO-Katalog SAO 34387 [3] Tycho-Katalog TYC 3986-365-1[4]Vorlage:Infobox Stern/Wartung/AngabeTYC-Katalog Weitere Bezeichnungen PPM 40586

RW Cephei ist ein oranger 11.500 Lichtjahre entfernter Hyperriese der Spektralklasse K. Er ist der leuchtkräftigste Stern der Sternassoziation Cep OB1, die im Sternbild Kepheus auf der nördlichen Halbkugel zu finden ist.

Mit dem Mehrfach-Sternsystem SU Lacertae bildet RW Cephei einen scheinbaren Doppelstern, er selbst befindet sich allerdings in einer deutlich größeren Entfernung.

Der erste Namensteil „RW“ folgt den Regeln zur Benennung veränderlicher Sterne und besagt, dass RW Cephei der fünfzehnte veränderliche Stern ist, der im Sternbild Kepheus entdeckt wurde. Der zweite Namensteil „Cephei“ entspricht dem Genitiv des lateinischen Namens des Sternbilds Kepheus.

RW Cephei gehört der Spektralklasse K an, gehört aber mit K0 zu ihrem frühesten Untertyp, im Gegensatz zur Sonne mit G2. Der Unterschied der verschiedenen Spektralklassen kommt durch die gegenüber der Sonne etwas kühleren Oberflächentemperatur von etwa 4700  °C (4420  K) zustande.

RW Cephei ist ein oranger Hyperriese und mit einer absoluten visuellen Helligkeit von −9,4 M_V einer der hellsten Sterne überhaupt. Die Masse von RW Cephei beträgt ca. 40 Sonnenmassen. Solche Sterne verbrauchen ihren Kernbrennstoff früh, sie werden nur einige Millionen Jahre alt, ehe sie als Supernova oder als eine bisher noch hypothetische Hypernova explodieren und schließlich als Pulsare bzw. Neutronensterne oder sogar als Schwarze Löcher enden.

Die scheinbare Helligkeit von RW Cephei beträgt +6,65^m. Vermutlich schwächen Staubwolken, die sich zwischen ihm und der Sonne befinden, das Licht ab, damit ist er selbst unter guten Bedingungen mit dem bloßen Auge nicht mehr wahrnehmbar. Er gehört mit großer Wahrscheinlichkeit zu den größten Sternen der Milchstraße.

Der veränderliche Stern RW Cephei gehört zu den halbregelmäßig Veränderlichen (semireguläre Sterne).

• RW Cephei (SIMBAD)
• The brightest stars (Englisch)
• IRAS observations of the cool galactic hypergiants (Englisch)
• Studies of luminous stars in nearby galaxies. I. Supergiants and O stars in the Milky Way (Englisch)

1. ↑ ^{a b c} Hipparcos-Katalog (ESA 1997)
2. ↑ Hipparcos, the New Reduction (van Leeuwen, 2007)