Alfa Equulei
Alfa Equulei (α Equ, Kitalpha) – najjaśniejsza gwiazda w gwiazdozbiorze Źrebięcia. Jest odległa od Słońca o ok. 190 lat świetlnych.
α Equ | |||||||||||||||||||||
![]() Położenie w gwiazdozbiorze | |||||||||||||||||||||
Dane obserwacyjne (J2000) | |||||||||||||||||||||
Gwiazdozbiór | |||||||||||||||||||||
---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
Rektascensja | 21h 15m 49,432s[1] | ||||||||||||||||||||
Deklinacja | +05° 14′ 52,24″[1] | ||||||||||||||||||||
Paralaksa (π) | |||||||||||||||||||||
Odległość | |||||||||||||||||||||
Wielkość obserwowana | |||||||||||||||||||||
Ruch własny (RA) | |||||||||||||||||||||
Ruch własny (DEC) | −94,09 ± 0,18 mas/rok[1] | ||||||||||||||||||||
Prędkość radialna | −16,26 ± 0,06 km/s[1] | ||||||||||||||||||||
Charakterystyka fizyczna | |||||||||||||||||||||
Rodzaj gwiazdy | żółty olbrzym / gwiazda ciągu głównego | ||||||||||||||||||||
Typ widmowy | G0 III / A5 V[1] | ||||||||||||||||||||
Masa | |||||||||||||||||||||
Jasność | |||||||||||||||||||||
Wiek | |||||||||||||||||||||
Temperatura | 5500 K / 8500[2] | ||||||||||||||||||||
Alternatywne oznaczenia | |||||||||||||||||||||
|
Nazwa
Gwiazda ta ma tradycyjną nazwę Kitalpha, która wywodzi się od arabskiego قطعة الفرس qiṭʿat al-faras, co oznacza „część konia” i było dawniej odnoszone do całej konstelacji, wyobrażającej przód zwierzęcia[2][3]. Międzynarodowa Unia Astronomiczna zatwierdziła użycie nazwy Kitalpha dla określenia tej gwiazdy[4].
Charakterystyka
Kitalpha to gwiazda spektroskopowo podwójna. Jaśniejszy składnik α Equ A to żółty olbrzym należący do typu widmowego G0, słabszy B to gwiazda ciągu głównego reprezentująca typ widmowy A5. Temperatury ich powierzchni to odpowiednio około 5500 i 8500 K (składnik B jest gorętszy). Łączna jasność tych gwiazd to 75 jasności Słońca. Olbrzym rozpoczął życie również będąc gwiazdą typu A, lecz mając większą masę, szybciej znalazł się na późniejszym stadium ewolucji; pomiary orbit wskazują, że jego masa to 2,1 masy Słońca; składnik B ma masę 1,9 M☉. W ciągu najbliższego pół miliarda lat także on stanie się olbrzymem i w układzie może dojść do transferu masy[2].
Gwiazdy znajdują się blisko w przestrzeni. Obserwacje interferometryczne ukazują, że Alfa Equulei A i B dzieli zaledwie 0,01 sekundy kątowej, co przekłada się na odległość 0,66 au, 90% odległości od Słońca do Wenus. Okrążają wspólny środek masy w czasie 99 dni[2].