Дельта Цефея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Дельта Цефея AB
Звезда
Dceph.jpg
Наблюдательные данные
(Эпоха J2000.0)
Прямое восхождение

22ч 29м 10,27с

Склонение

+58° 24′ 54,7″

Расстояние

891 св. год (273 пк)

Видимая звёздная величина (V)

4.07 (3.48–4.37) / 7.5

Созвездие

Цефей

Астрометрия
Лучевая скорость (Rv)

-16.8 км/c

Собственное движение (μ)

RA: 16.47±0.69 mas в год
Dec: 3.55±0.64 mas в год

Параллакс (π)

3.66±0.15 mas

Абсолютная звёздная величина (V)

-3.47

Характеристики
Спектральный класс

F5 Iab (F5Ib-G2Ib) / B7

Показатель цвета (B − V)

0,36

Показатель цвета (U − B)

0,60

Переменность

Цефеида

Физические характеристики
Масса

5/4 M

Радиус

41.6 R

Возраст

~108 лет

Температура

5,500–6,800 K

Светимость

2,000/500 L

Вращение

~9 км/с

Информация в базах данных
SIMBAD

данные

Дельта Цефея (δ Cep / δ Cephei) – двойная звезда, удалённая от Солнца приблизительно на 891 световой год в созвездии Цефея. Имеет собственное имя Альредиф или Аль-Радиф из арабского "الرادف" (al-rādif), что означает Следующая, возможно, по птолемеевской характеристике — «следующая за венцом» (имеется в виду деталь фигуры, изображающей созвездие). Дельта Цефея дала название целому классу очень важных в астрономии звезд – цефеидам. Её переменность была обнаружена и исследована молодым (он умер в возрасте всего 21 года) англичанином Джоном Гудрайком в 1784 году.

Характеристики[править | править исходный текст]

Кривая блеска звезды δ Цефея

Блеск Дельты Цефея меняется периодично (с периодом 5 дней и 9 часов), причём рост происходит быстрее, чем спад. Звёздная величина равна 3,5m в максимуме и 4,4m в минимуме. Спектральные же исследования этой звезды выявили её на первый взгляд парадоксальные особенности: в минимуме блеска она является типичным представителем спектрального класса G2 (как у нашего Солнца), а к максимуму постепенно превращается в звезду класса F5. Более того, при уменьшении блеска линии поглощения в её спектре смещаются к синему концу, а при возрастании — к красному. Можно было бы предположить, что звезда является членом двойной системы, но кривая её блеска совершенно не похожа на кривую спектрально-двойных звезд. Это и послужило ключом к разгадке тайны Дельты Цефея. Все эти особенности объясняются просто: звезда пульсирует, т.е. попеременно сжимается и расширяется, изменяя свой диаметр на миллионы километров. Во время пульсации, ее радиус, в среднем равный 40 радиусам Солнца, изменяется на четыре радиуса Солнца. При сжатии (сопровождающимся удалением от нас ближней части звезды и, согласно эффекту Доплера, сдвигу спектральных линий в сторону длинных волн) звезда разогревается и изменяет характер спектра - водородные линии усиливаются, а линии металлов ослабевают. Т.к. светимость звезды пропорциональна температуре в четвертой степени, то, несмотря на уменьшение излучающей поверхности, блеск звезды возрастает. При расширении наблюдается обратная картина. Звёзды этого типа имеют массу от 3 до 30 M_\odot (масс Солнца) и уже покинули главную последовательность. Водород в их ядре догорает и в настоящее время они нестабильны и находятся на последних стадиях звёздной эволюции.[1]

Исключительно важной задачей является определение точного расстояния до Дельты Цефея, т.к. измерив период переменности цефеиды, можно определить ее яркость, а затем, измерив видимый блеск, посчитать и расстояние до любой другой цефеиды. В 2002 телескоп Хаббл использовался для точного определения расстояния. Оно оказалось равным 890 световых лет с ~4% ошибкой[2].

Также в системе имеется компаньон Дельта Цефея B. Он имеет видимую звёздную величину в 7,5m и отстоит от Дельты Цефея на 12 000 а. е., обращаясь с периодом ~500 лет. Его можно разглядеть даже в небольшой телескоп.

Примечания[править | править исходный текст]