RW Cephei

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Stern
RW Cephei
Milchstrasse lokale blase 250 lj.jpg
Position von RW Cephei (am linken Bildrand)
Beobachtungsdaten
ÄquinoktiumJ2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild Kepheus
Rektaszension 22h 23m 7,02s [1]
Deklination +55° 57′ 47,6″ [1]
Scheinbare Helligkeit 6,65 (6,0 bis 7,3) mag [1][2]
Typisierung
B−V-Farbindex (2,22) [1]
U−B-Farbindex (2,38) [1]
R−I-Index (1,16) [1]
Spektralklasse G8 Iav [3]
Veränderlicher Sterntyp SRD[2] 
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit (−56.0 ± 5.7) km/s [1]
Parallaxe (0.24 ± 0.09) mas [1]
Entfernung (14.000) Lj
(4.200) pc
Eigenbewegung [1]
Rek.-Anteil: (−3,62 ± 0,15) mas/a
Dekl.-Anteil: (−2,35 ± 0,15) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse ~ 40 M
Radius ~ 1400 R
Leuchtkraft

~ 500.000 L

Andere Bezeichnungen
und Katalogeinträge
Bonner DurchmusterungBD +55° 2737
Henry-Draper-KatalogHD 212466 [1]
Hipparcos-KatalogHIP 110504 [2]
SAO-KatalogSAO 34387 [3]
Tycho-KatalogTYC 3986-365-1[4]Vorlage:Infobox Stern/Wartung/AngabeTYC-Katalog
2MASS-Katalog2MASS J22230701+5557477[5]
Weitere Bezeichnungen PPM 40586
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RW Cephei ist ein Hyperriese. 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.

Name[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

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.

Physikalische Eigenschaften[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

RW Cephei gehört wahrscheinlich einem späten G-Spektraltyp (G8 Ia) oder frühen K-Typ (K Ia) an. RW Cephei ist ein Hyperriese und mit 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.

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

Weblinks[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten | Quelltext bearbeiten]

  1. a b c d e f g h RW Cep. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 2. September 2018.
  2. a b RW Cep. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 12. November 2018.
  3. Hipparcos-Katalog (ESA 1997)