Дельта Цефея

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Дельта Цефея AB
Звезда
Dceph.jpg
История исследования
Обозначения

SAO 34508[1], IRAS 22273+5809[1], 2MASS J22291029+5824549[1], GSC 03995-01479[1], HD 213306[1], HIP 110991[1], HR 8571[1], AAVSO 2225+57[1] и δ Cep

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)[2] /
B7-8[3]

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

5500–6800 K

Светимость

2000/500 L

Вращение

~9 км/с

Другие обозначения
27 Cephei, Альредиф, Аль-Радиф, HR 8571, BD +57°2548, HD 213306, SAO 34508, FK5 847, AAVSO 2225+57, IRAS 22273+5809, HIP 110991.
δ Cep
Информация в базах данных
SIMBAD

данные

Информация в Викиданных

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.

Открытие переменности[править | править вики-текст]

Её переменность была обнаружена и исследована молодым (он умер в возрасте всего 21 года) англичанином Джоном Гудрайком в 1784 году. Он описал свое первое наблюдение 19 октября 1784 года, после чего состоялась регулярная серия наблюдений до 28 декабря, и далее в первой половине 1785 года. Изменчивость звезды была описана в письме от 28 июня 1785 года и формально опубликована 1 января 1786 года[4]. Это была вторая описана звезда этого типа переменности — 10 сентября 1784 года Эдуард Пиготт заметил изменчивость Эты Орла, первой известной представительницы классических цефеид[5].

Характеристики[править | править вики-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, то есть попеременно сжимается и расширяется, изменяя свой диаметр на миллионы километров. Во время пульсации, её 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. Так как 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 и уже покинули главную последовательность. Водород в их ядре догорает и в настоящее время они нестабильны и находятся на последних стадиях звёздной эволюции.[6]

Исключительно важной задачей является определение точного расстояния до Дельты Цефея, так как измерив период переменности цефеиды, можно определить её 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[7].

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 вики-текст]

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 SIMBAD Astronomical Database
  2. (2014) «THE SECRET LIVES OF CEPHEIDS: EVOLUTIONARY CHANGES AND PULSATION-INDUCED SHOCK HEATING IN THE PROTOTYPE CLASSICAL CEPHEID δ Cep». The Astrophysical Journal 794: 80. arXiv:1409.8628. DOI:10.1088/0004-637X/794/1/80. Bibcode2014ApJ...794...80E.
  3. Evans, Nancy Remage (2013). «BINARY CEPHEIDS: SEPARATIONS AND MASS RATIOS IN 5 M ☉ BINARIES». The Astronomical Journal 146 (4): 93. arXiv:1307.7123. DOI:10.1088/0004-6256/146/4/93. Bibcode2013AJ....146...93R.
  4. A Series of Observations on, and a Discovery of, the Period of the Variation of the Light of the Star Marked Formula by Bayer, Near the Head of Cepheus. In a Letter from John Goodricke, Esq. To Nevil Maskelyne, D. D. F. R. S. And Astronomer Royal, стр. 48.
  5. Astronomers Celebrate Cepheid Bicentenary (December 1984), стр. L76.
  6. Turner, David G, «Monitoring the Evolution of Cepheid Variables», Journal of the AAVSO, 26, 1998, 101—111.
  7. Benedict, et al., «Astrometry with the Hubble space telescope: a parallax of the fundamental distance calibrator δ Cephei»