Caph (arabisch كف, DMG Kaf ‚Handfläche‘) oder β Cassiopeiae (Beta Cassiopeiae, kurz β Cas) ist ein Stern im Sternbild Kassiopeia. Caph besitzt eine scheinbare Helligkeit von 2,27 mag, gehört der Spektralklasse F2 III–IV an und liegt 55 Lichtjahre von uns entfernt.
| Stern Caph | |||||||||||||||||||||||
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| Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0 | |||||||||||||||||||||||
| Sternbild | Kassiopeia | ||||||||||||||||||||||
| Rektaszension | 00h 09m 10,69s [1] | ||||||||||||||||||||||
| Deklination | +59° 08′ 59,2″ [1] | ||||||||||||||||||||||
| Helligkeiten | |||||||||||||||||||||||
| Scheinbare Helligkeit | 2,27var mag [2] | ||||||||||||||||||||||
| Spektrum und Indices | |||||||||||||||||||||||
| Veränderlicher Sterntyp | δ-Scuti-Stern | ||||||||||||||||||||||
| B−V-Farbindex | 0,34 [2] | ||||||||||||||||||||||
| U−B-Farbindex | 0,11 [2] | ||||||||||||||||||||||
| R−I-Index | 0,20 [2] | ||||||||||||||||||||||
| Spektralklasse | F2 III–IV [3] | ||||||||||||||||||||||
| Astrometrie | |||||||||||||||||||||||
| Radialgeschwindigkeit | 4,3 ± 0,8 km/s [4] | ||||||||||||||||||||||
| Parallaxe | 59,58 ± 0,38 mas [1] | ||||||||||||||||||||||
| Entfernung | 54,7 ± 0,4 Lj 16,8 ± 0,1 pc [5] | ||||||||||||||||||||||
| Visuelle Absolute Helligkeit Mvis | 1,14 mag [6] | ||||||||||||||||||||||
| Eigenbewegung [1] | |||||||||||||||||||||||
| Rek.-Anteil: | 523,50 ± 0,32 mas/a | ||||||||||||||||||||||
| Dekl.-Anteil: | −179,77 ± 0,31 mas/a | ||||||||||||||||||||||
| Physikalische Eigenschaften | |||||||||||||||||||||||
| Masse | 1,9 M☉ [7] | ||||||||||||||||||||||
| Radius | 3,1 – 3,8 R☉ [7] | ||||||||||||||||||||||
| Leuchtkraft | |||||||||||||||||||||||
| Effektive Temperatur | 6 200 – 7 200 K [7] | ||||||||||||||||||||||
| Metallizität [Fe/H] | 0,03 [8] | ||||||||||||||||||||||
| Rotationsdauer | 0,9 d [7] | ||||||||||||||||||||||
| Alter | ≈ 1,2 Mrd. a [7] | ||||||||||||||||||||||
| Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge | |||||||||||||||||||||||
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Eigenschaften Bearbeiten
Caph besitzt eine Masse von rund 2 M⊙. Die Rotationsachse ist gegenüber unserer Sichtlinie um etwa 20° geneigt, womit wir hauptsächlich auf den Pol des Sterns sehen. Der Stern rotiert sehr schnell und weist eine Abplattung von 1:4,2 auf, d. h. der Radius ist am Äquator ca. 24 % größer als an den Polen (Äquatorradius ≈ 3,8 R⊙, Polradius ≈ 3,1 R⊙). Aufgrund des gravity darkening beträgt die effektive Temperatur am Äquator ca. 6 200 K und an den Polen ca. 7 200 K. Die projizierte äquatoriale Rotationsgeschwindigkeit beträgt vsini ≈ 72 km/s, was bei einer Neigung der Rotationsachse von i = 19,9° einer wahren Rotationsgeschwindigkeit am Äquator von v ≈ 213 km/s entspricht. Dies ist 92 % der kritischen Geschwindigkeit, bei der der Stern am Äquator Materie in den Weltraum schleudern würde. Beim vorhin genannten Äquatorradius ergeben sich 1,1 Umdrehungen/Tag, oder anders ausgedrückt, eine Rotationsperiode von 0,9 Tagen.[7]
Caph ist ferner ein veränderlicher Stern vom δ-Scuti-Typ. Der Lichtwechsel ist monoperiodisch, die Periode beträgt 0,101 036 676 Tage.[9][10] Der Pulsationsmodus ist nicht bekannt, jedoch deutet einiges darauf hin, dass der Stern nichtradial und im zweiten Oberton pulsiert.[9][11] Die V-Helligkeit schwankt um 0,04 mag (2,25 – 2,29 mag);[10] damit ist Caph ein low-amplitude δ Scuti star (kurz LADS).
Früher wurde Caph als spektroskopischer Doppelstern mit einer Umlaufzeit von 27 Tagen klassifiziert. Spätere Untersuchungen[12][13] bestätigten einen spektroskopischen Begleiter nicht; Caph gilt heute als Einzelstern.
Zeitbestimmung Bearbeiten
Da Caph sehr nah am Kolur mit 0° Rektaszension – also dem „Nullmeridian“ des Himmels – liegt, ist er gut geeignet, als „Uhrzeiger“ zur Bestimmung der Sternzeit. Steht er:
- über dem Polarstern, ist es 0 Uhr,
- westlich (links) des Polarsterns, ist es 6 Uhr,
- unter dem Polarstern, ist es 12 Uhr,
- östlich (rechts) des Polarsterns, ist es 18 Uhr.
Die Sternzeit lässt sich dann mit Hilfe des Datums in die Sonnenzeit (Uhrzeit) umrechnen:
,
wobei M der Monat und T der Tag des aktuellen Datums ist. Während der Sommerzeit muss noch eine Stunde addiert werden, sowie – in Deutschland – bis zu 30 Minuten, je nachdem, wie weit westlich des 15. Meridians man sich befindet.
Siehe auch Bearbeiten
Weblinks Bearbeiten
Einzelnachweise Bearbeiten
- ↑ a b c Floor van Leeuwen: Hipparcos, the New Reduction. VizieR-Datenkatalog I/311 (elektronisch veröffentlicht). 2008, bibcode:2008yCat.1311....0V. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b c d Dorrit Hoffleit, Wayne H. Warren Jr.: Bright Star Catalogue, 5th Revised Ed. VizieR-Datenkatalog V/50 (elektronisch veröffentlicht). 1995, bibcode:1995yCat.5050....0H. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ William W. Morgan, Philip C. Keenan: Spectral classification. In: Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Bd. 11, 1973, S. 33, bibcode:1973ARA&A..11...29M, doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
- ↑ George A. Gontcharov: Pulkovo radial velocities for 35493 HIP stars. VizieR-Datenkatalog III/252 (elektronisch veröffentlicht). 2007, bibcode:2007yCat.3252....0G. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ Von der Parallaxe (π = 59,58 ± 0,38 mas, van Leeuwen 2007) abgeleitet.
- ↑ Errechnet aus scheinbarer Helligkeit mV und Parallaxe π (in Bogensekunden) gemäß mV − 5 ∙ lg(1/π) + 5.
- ↑ a b c d e f g Xiao Che et al.: Colder and Hotter: Interferometric Imaging of β Cassiopeiae and α Leonis. In: The Astrophysical Journal. Bd. 732, Ausg. 2, 2011, Art.-ID 68, S. 4–5, bibcode:2011ApJ...732...68C, doi:10.1088/0004-637X/732/2/68, arxiv:1105.0740.
- ↑ Birgitta Nordström et al.: Geneva-Copenhagen Survey of Solar neighbourhood. VizieR-Datenkatalog V/117A (elektronisch veröffentlicht). 2004–2008, bibcode:2008yCat.5117....0N. VizieR-Katalogeintrag.
- ↑ a b Guillaume Guiglion et al.: Understanding the dynamical structure of pulsating stars: The Baade-Wesselink projection factor of the δ Scuti stars AI Velorum and β Cassiopeiae. In: Astronomy & Astrophysics. Bd. 550, 2013, Art.-ID L10, bibcode:2013A&A...550L..10G, doi:10.1051/0004-6361/201220780, arxiv:1301.2475.
- ↑ a b E. Riboni, E. Poretti, G. Galli: The long-term behaviour of the photometric variability of β Cassiopeiae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series. Bd. 108, 1994, S. 57–60, bibcode:1994A&AS..108...55R. Angaben zur Helligkeit entnommen aus Fig. 2 und Fig. 3.
- ↑ Eloy Rodriguez et al.: Stromgren photometry of the low amplitude delta Scuti star beta Cassiopeiae. In: Astronomy and Astrophysics Supplement Series, Bd. 96, 1992, S. 432, bibcode:1992A&AS...96..429R.
- ↑ Helmut A. Abt: The Frequency of Binaries among Normal A-Type Stars. In: Astrophysical Journal Supplement. Bd. 11, 1965, S. 440, bibcode:1965ApJS...11..429A, doi:10.1086/190120.
- ↑ Stephenson Yang et al.: Radial velocity variations of the δ Scuti variable β Cassiopeiae. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Bd. 94, 1982, S. 320, bibcode:1982PASP...94..317Y, doi:10.1086/130982.